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Full text of "Études et lectures sur l'astronomie"

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HARVARD COLLEGE 




Google 



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ÉTUDES ET LECTURES 



SUR 



L'ASTRONOMIE. 



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L'Auteur et TÉdîteur de cet Ouvrage se réservent le droit 
de le traduire ou de le faire traduire en toutes langues. 
Us poursuivront, en vertu des Lois, Décrets et Traités in- 
ternationaux , toutes contrefaçons, soit du texte, soit des 
gravures, et toutes traductions, faites au mépris de leurs 
droits. 

Le dépôt légal de cet Ouvrage a été fait à Paris dans le 
cours de 1872, et toutes les formalités prescrites par les 
Traités sont remplies dans les divers États avec lesquels 
la France a conclu des conventions littéraires. 



Tout exemplaire du présent Ouvrage qui ne porterait pas, 
comme ci-dessous, la griffe du Libraire-Éditeur, sera ré- 
puté contrefait. Les mesures nécessaires seront prises pour 
atteindre, conformément à la loi, les fabricants et les débi- 
tants de coâ exemplaires. 




PARIS. - IMPKIMEKIE DE GAUTHIER- VlLLAUS, 
Qaat des AogusUnt, 5â. 



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ÉTUDES ET LECTURES 



SUR 



L'ASTRONOMIE, 



CAMILLE FLAMMARION, 

Aftronone, Membre de plaslenra Académies, elo. 



TOME TROISIÈME, 

accompagné de 33 figures astronomiques. 



PARIS, 

GAUTHIER-VILLARS, mPRIMEUR-LIBRAIRE 

3 BUREAU DES LONGITUDES, DE l'^OBSERVATOIRE DE PARIS»' 

SUCGESSEDR DE MALLET-BACHELIER, ' 

Qaal des Grands-AnguttlDs, 55. , 

1872 I 

C Tous droit! réterrés. ) ; 



yGoode 



80.3£^-i 






j 'i 1. \^ ■-/ J 



Librairie de «aatnler-Villam. 



DIEN et FLAMMARION. — Atlas céleste, comprenant 
tontes les Cartes de l'ancien Atlas de Ch. Dien, rectifié, aug- 
menté et enrichi de 5 Cartes nouvelles relatives aux principaux 
objets d'études astronomiques, par G . Flammarion, avec une 
Irutruetion déUillée pour les diverses Cartes de l'Atlas. In-folio, 
cartonné avec luxe, de 31 planches gravées sur cuivre, dont 
5 doubles. 3« édition ; 1877. 

PRIX : 

En /"(Suilles, dans une couverture imprim<<e 40 fr. 

Cartonné avec luxe, toile pleine 45 fr. 

Pour racDvoir franco, par poste, dasf touslot pays de l'Union pottale, 
1 Atlas en feuille*, •uiçneueatnent «nroulé et «nveloppé, ajouter 2 fr! 
Le« dimensiona (On,50 sur 0b,S5) de 1' Atlas cartonné ne per- 
mettant pas de l'expédier par la poste, cet AtUs cartonné, dont le poids 
est de Sitff.O, sera envoyé aux frais du destinataire, soit par messageries 
grande vitesse, soit par tout autre mode indiqué. 

On vend téparément un Fascicule contenant : 

Les 5 Carte* nouvelle*, n«* 25 à 29 de l'Atlas céleste, par 

G. Flammarion. Ces cartes sont renfermées dans une couverture 

imprimée, avec Vlnntnietion rompns^ft nonr la nouvelle édition de 

l'Atlas i5fr. 

FLAMMARION ( Camille ), Astronome. — Catalogue des Étoiles dou- 
bles et multiples en mouvement relatif certain^ comprenant 
toutes les observations faites sur cbaqoe couple depuis sa décou- 
verte et les résultats conclus de l'étude des mouvements. Grand 
in-8; 1878 8 fr. 

SECCUI ( Le P. ), directeur de l'Observatoire du Collège Romain, ''cor- 
respondant de l'Institut de France — Lb Soleil, a* édition. 1'* et 
II* Partie. Deu& beaux vol. grand ln-8, avec Atlas, se vendant en- 
semble 3o fr . 

ON TEND SiPAniMBHT : 

1" Partie. Un volume prand ih-8avec i5o fifrnr es dans le texte, et 
un Atlas comprenant 6 grandes pi. gravées sur acier. (I Spectre 
ordinaire du Soleil et Spectre d'absorption atmosphérihue. — 
II. Spectre de diffraction d'après la photographie de H. Hbkhy 
Ubaper — III, IV, V et Vf. Spectre normal du Soleil, d'après 
AngstrOh, el Spectre normal du Soleil, portion ulira-ofiolelfe, 
par M. A. Corno); 1875 . 18 fr. 

ir Partie, lin volume grand in-8 avec nombreuses Qgares dans le 
texte, et Planches des protubérances solaires, des nébuleuses, 
des spectres stellaires, etc., en chromolithographie; 1877. 18 Ir. 



J 



80y:^<^^sef-v/, 



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TABLE DES MATIÈRES. 



Avis ad Lkcteor v 

ReCHBRCHB DB la loi pu MOrVEMRNT DE ROTÀTIOR DES PLA- 
NÈTES 3 

Harmonies ou système du monde. . 35 ' 

Exposé de combiuaisons numériques particulières dé- 
rivant toutes de la gravitation 37 

Translation du système solaire dans l'espace et rela- 
tion du Soleil avec les étoiles les plus proches 59 

Derniers travaux de l'Astronomie. 1867 et 1868 73 

La grande éclipse totale de Soleil dé 1868 76 

Etude pratique et théorique des taches du Soleil. 1866 

à 1870 109 

Conjonction des planètes Mercure, Vénus et Jupiter. i43 

Observation de la planète Vénus i65 

Géographie de Vénus 17a 

Les éclipses dans Jupiter 177 

Disparition des quatre satellites de Jupiter i85 

Passage de Mercure sur le Soleil le 5 novembre 1868. 193 

Sur un mois de février sans pleine lune aoa 

Comètes observées en 1867 et i868r 207 

Analyse spectrale des comètes 311 

Petites planètes découvertes en 1867 et 1868 «a 16 

Dimensions des petites planètes 218 

Revue bibliographique des derniers Ouvrages publiés 

SUR l'Astronomie aai 

Remarque sur le temps que les planètt-s mettraient à 

tomber dans le Soleil 388 



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AVIS AU LECTEUR. 



Ce Volume présente l'exposé des principaux faits du 
mouvement astronomique en ces dernières années. 

II y a utilité à ne relater ces faits, dans un Recueil 
spécial, que quelques années après leur accomplisse- 
ment, parce qu'on a eu le temps, soit de les vérifier et 
compléter, soit de les discuter et de les mettre dans 
une plus grande lumière. Ils ont acquis droit de cité 
dans le monde de la Science, et nous pouvons désor- 
mais les enregistrer d'une manière définitive et sans 
crainte. 

L'observation astronomique la plus importante de 
celles qui sont consignées dans le Volume de cette 
année est celle de la grande éclipse totale du Soleil 
du i8 août i8(i8, qui a donné la découverte de la ma- " 
tière des protubérances et de l'atmosphère extérieure 
du Soleil. Elle est exposée et discutée ici dans tous ses 
détails, et accompagnée de dessins qui l'expliquent 
d'une manière complète. 

Nous examinerons ensuite le relevé annuel des ta- 
ches du Soleil fait en différents observatoires, et la 
loi de périodicité qui s'en est dégagée ainsi que le rap- 
port qui parait exister entre cette loi et les mouve- 
ments planétaires. L'examen des taches solaires nou^ 
permettra en cette circonstance de faire une étude ap- 
profondie de ces phénomènes. 

Au mois de février 18G8, il y a eu une conjonction 
dt»s planètes Mercure, Vénus et Jupiter. Nous l'avons 
calculée, observée et décrite ici dans ses diiTérentes 
phases. 

La même année, la planète Vénus s'est trouvée en 
d excellentes conditions d'obseï vation et a fourni le 



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VIII AVIS AU LECTEUR. 

sujet d'une curieuse étude sur sa géographie, son éclat 
et ses phases. ^ 

Jupiter a offert, à propos d'une éclipse de Soleil pro- 
duite sur ses habitants par Tun de ses satellites, le 
sujet d'une dissertation sur les mouvements célestes, 
le temps et la vitesse de la lumière. Nous verrons aussi 
qu'un jour ses quatre satellites ont tous disparu à la fois. 

Le dernier passage de Mercure sur le Soleil, le 5 no- 
vembre 1868, a été observé et dessiné par nous, et a 
fait Tobjet de l'article suivant. 

Après l'examen d'un préjugé météorologique qui eut 
cours assez longtemps dans le monde savant, nous ar- 
riverons à l'étude physique des dernières comètes 
observées, puis à l'enregistrement de l'extrait de dé- 
couverte des petites planètes nouvellement aperçues 
entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter. 

Cette exposition des découvertes de ces dernières 
années se termine par une Revue bibliographique des 
différents Ouvrages publiés récemment sur l'Astronomie. 

Sur la demande de plusieurs amis, trop bienveil- 
lants peut-être, j^ai ouvert ce troisième Volume par 
une étude d'Astronomie théorique, qui m'a beaucoup 
occupé pendant plusieurs années. Elle embrasse le 
problème général de la constitution de l'Univers, et se 
partage en trois Parties. La première est la Recfiercfie 
de la loi, encore inconnue, du mouvement de rotation 
des planètes. La deuxième expose, sous une forme nu- 
mérique nouvelle, les Harmonies du système du monde» 
La troisième examine la Translation du Soleil dans 
Vespace, et la relation du Soleil avec les étoiles les 
plus proches. J'espère que ce travail sera utile et 
agréable a ceux qui aiment aussi à chercher à péné- 
trer parfois les grands problèmes de la nature. 



— mft%9^ 



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RECHERCHE 

DE LA 

LOI DU MOUVEMENT DE ROTATION 

DES PLANÈTES. 



Ht. 



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RECHERCHE 



DE LA 



LOI DU MOUVEMENT DE ROTATION 

DES PLANÈTES (*), 



I. 

Tous les mouvements qui s'exécutent dans le sein 
de rimmense univers sont régis par des hisy aussi 
bien ceux qui nous paraissent fortuits et inexplicables, 
que ceux qui constituent les grandes lignes du sys- 
tème harmonique des mondes. C'est à une conviction 
absolue dans ce principe fondamental de la philosophie 
naturelle, que je dois d'avoir entrepris les recherches 
suivantes, et de les avoir poursuivies à travers des 
combinaisons numériques longtemps infécondes. 

(*) Les conclusions de ce travail ont été présentées à 
TAcadémie des Sciences dans sa séance du 1 1 avril dernier 
par M. Delaunay, de linstitut, Directeur de l'Observatoire 
{voir les Comptes rendus). J'avais entrepris cette recherche, 
dès Tannée 1860, à TObservatoire de Paris. Je m*y suis re- 
mis plusieurs fois pendant ces dix années, et j'en ai même 
publié des fragments dans le Cosmos, notamment en fé- 
vrier 1867, p. 148 et 175 {Hecherches sur la loi de rotation 
des corps célestes, thèse d'Astronomie planétaire). Ce n'est 
qu'au mois de mars 1870 que l'inflttence irrécusable des 
densités m'a été révélée. 



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4 MOUVEMBNT DE ROTATION 

Une longue persévérance a permis à Kepler de dé- 
couvrir la loi du mouvement de résolution des pla- 
nètes. J*ai pensé qu'il ne serait pas impossible de dé- 
couvrir, dans la comparaison des mouvements de 
rotation^ des rapports analogues à ceux qui constituent 
les lois de Kepler, et d'obtenir, de la Nature, des for- 
mules simples nous révélant son œuvre. 

Le mouvement de rotation des planètes, qui donne 
naissance sur chaque monde à la succession des jours 
et des nuits, et à la seule mesure absolue et invariable 
du temps, est un des éléments fondamentaux de la con- 
naissance astronomique. 

On sait que, tandis que ce mouvement s'effectue en 
aS** 56" pour la planète que nous habitons, il n'emploie 
que 9** 55™ pour l'immense planète de Jupiter, io'*i6™ 
pour le monde de Saturne, 24* 37" pour Mars, a3'*2i" 
pour Vénus et 24** 5" pour Mercure. Quelle est la cause 
de ces différences, manifestes surtout entre la rotation 
des grosses et lointaines planètes supérieures et celle 
des quatre planètes moyennes inférieures? 

Ces mouvements de rotation ont été regardés jus- 
qu'ici comme s'effectuant en dehors de toute loi géné- 
rale, comme présentant le résultat fortuit de circon- 
stances inconnues. Ils n'offrent de rapport ni avec la 
comparaison des distances au Soleil, ni avec les quan- 
tités de chaleur et de lumière reçues, ni avec les di- 
mensions comparées des corps célestes. Mercure, 20 fois 
plus petit que la Terre et 3 fois plus rapproché du So- 
leil, tourne presque dans le même temps; Vénus, 
moins volumineuse que la Terre et également plus rap- 
prochée, tourne plus vite; Mars, i^ fois plus éloigne, 



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DES PLANETES. 5 

tourne le plus lentement. D'autre part, Jupiter et Sa- 
turne, le premier 5 fois plus éloigné du Soleil que nous 
et 1400 fois plus volumineux, le second 9 , fois plus éloi- 
gné et 860 fois plus considérable, tournent l'un et 
l'autre avec une rapidité étrange.... 

Les mouvements de rotation des corps célestes sur 
leur axe ne peuvent être affranchis de la loi générale 
qui soutient, relie et régit tous les astres dans l'espace. 
Mais quel chemin l'astronome doit-il prendre pour dé- 
couvrir le point d'application de la loi directrice, pour, 
connaître et apprécier numériquement la force en ao» 
tion dans la marche diurne et annuelle des mondes? 

Lorsqu'on examine une planète, suspendue au sein 
des vides infinis, se transportant, sous la direction 
souveraine d'une force invisible, suivant une ligne 
idéale tracée par la loi à sa masse pesante et passive; 
lorsqu'on admire, par exemple, Jupiter ou Saturne em-^ 
portant leurs cortèges de satellites dans un cours ra- 
pide, et les faisant graviter autour d'eux sur des or- 
bites concentriques, parcourues en des temps réglés 
par les distances, on éprouve devant ces mondes une 
impression analogue à celle qui serait imposée par le 
système solaire tout entier. Les quatre satellites de 
Jupiter, les huit lunes de Saturne, gravitent autour de 
leur corps central suivant les mêmes lois qui guident 
les planètes autour du Soleil. Ces satellites circulent 
dans un même plan et dans le même sens, et la rota- 
tion de la planète se présente à l'esprit, comme liée par' 
quelque rapport inconnu avec les translations qui s'exé- 
cutent de concert avec elle. Cette idée d'une relation 



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6 MOUVEMENT DE ROTATION 

entre les deux monvements est immédiatement con- 
firmée par cette observation générale : que les planètes 
dont les satellites tournent le plus vite ont aussi les 
rotations les plus rapides. 

Voici la méthode que j*ai suivie pour étudier le mieux 
possible les conditions mécaniques de ces divers mouve- 
ments de rotation. 

Les mouvements de révolution des corps célestes 
autour d'une sphère centrale d'attraction sont reliés 
entre eux par une même loi, qui est la troisième de 
Kepler. Les carrés des temps des révolutions sont 
entre eux comme les cubes des distances. 

La Lune circule à 60,278 rayons de la Terre en 
27^ 7*43" 1 1*,5. La Terre tourne sur elle-même, dans le 
sens de la révolution de la Lune, de Touest à Pest, en 
ft3** 56" 4'. Je me suis d*abord demandé à quelle dis- 
tance du centre de la Terre serait placé un satellite effec- 
tuant sa révolution en 23*56"4'. 

La solution est offerte par Téquation suivante : 

(27,322)' _ (60,273)* 
d'Où 



»/ (6o,273)* _ » 7 218950,937 _ 3.rrô ^ ^ , 

Cest à plus de 6 fois le rayon de la Terre, à 6,64, 
que graviterait un satellite effectuant sa révolution dans 
UTi temps égal à celui que la Terre emploie à effectuer 
la rotation. 

J'ai cherché ensuite le problème inverse et corrélatif, 
et je me suis demandé en combien de temps circulerait 



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DES PLANÈTES. 7 

autour du centre de la Terre un satellite situé à la dis- 
tance I . Ce satellite fictif ne doit pas rouler à la surface 
du globe ni être enclavé dans Téquateur : les conditions 
du problème veulent que nous le supposions libre, soit 
que, lancé comme la Lune ou un aérolithe dans l'es- 
pace, il circule à quelques lieues seulement de hauteur, 
différence insignifiante sur le rayon de la Terre, soit 
que nous fassions la Terre de moindre volume sans 
changer sa masse, et le satellite circuler exactement 
à 1594 lieues du centre de la Terre. On sait, en effet, 
que l'attraction exercée par les sphères célestes au 
delà de leur surface est la même que si la masse entière 
du' corps était réduite à son centre de gravité, pro- 
priété remarquable en vertu de laquelle le Soleil, les 
planètes et les satellites agissent les uns sur les autres 
comme autant de points matériels. Il est curieux de 
voir quelle différence existerait entre le mouvement de 
ce corps libre autour du centre de gravité du globe, et 
le mouvement actuel du globe sur luininème (*). 

(*) Gassini et Maraldi, en établissant la théorie de* sa- 
teilites de Jupiter sur la troisième loi de Kepler, et en dis* 
cutant le mouvement de Tanneau de Saturne, déclarent 
que la loi de Kepler ne doit s^étendre qu'aux eorps situés 
au delà de Tatmosphère d'une planète, Tatmosphère en- 
traînant les objets situés dans son sein suivant le mouve* 
ment de rotation dont elle est animée. La réflexion montre 
en effet qu'il ne peut en être autrement, et en supposant 
mon satellite fictif gravitant à une faible hauteur, je fais de 
même abstraction de l'atmosphère. 

Laplace remarque (Sr^téme du monde, liv. IV, ch. i«') 
qu'un projectile lancé horizontalement avec une vitesse de 



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ô UOUVEMENT DE ROTATION 

* La troisième loi de Kepler nous donne pour cette 
valeur : 



_ 1 (11 ^iiY 



= ^^,003409 = 0^0684. 



C'est en yH^ de jour, ou en une heure vingt-quatre 
minutes que s'effectuerait la révolution cherchée. 
' Il faut multiplier ce nombre par 1 7 pour obtenir le 
temps de la rotation de la Terre. 



IL 



Avant de nous demander ce que représente dans le 
système terrestre ce coefficient 17, faisons les mêmes 
recherches pour les autres planètes. Soit d^abord le 
système de Jupiter. 

À quelle distance du centre de Jupiter serait placé un 
satellite gravitant dans un temps égal à celui de la ro 
tation observée de la planète, c'est-à-dire en g'* 55"? 

Prenons d'abord, pour bases de calcul, les éléments 
du quatrième satellite. 

Sa distance est de 27 rayons de Jupiter, sa révolution 

7000 mètres ne retomberait plus sur la Terre, et circulerait 
eomme un satellite autour de la Terre, sa force centrifuge 
étant alors égale à sa pesanteur, et abstraction faite de la 
résistance de l'atmosphère. Il ajoute que « pour former la 
Lune de ce projectile, il ne faut que Télever à la môme 
hauteur que cet astre, et lui donner le même mouTemeot 
de projection. » 



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DBS PLANÈTES. 9 

est de 16)69 jours terrestres, qu4l faut d*abord réduire 
en jours de Jupiter. 
D'après ce quatrième satellite, nous avons 

(4o,3c»)> 97» 
d'où 



*' = i/ / / o \2 = ^»3o. 
Y(4o,3o)' 

D'après le troisième satellite 

3/(15/35)^ 

Diaprés le deuxième satellite 
D*après le premier satellite 

C'est à un peu plus de a fois le rayon de Jupiter, à 
la distance a,3o, qu'un satellite graviterait autour de 
cette planète dans un temps égal à celui de sa rotation. 

Cherchons maintenant en combien de temps circule- 
rait un satellite fictif situé à la distance i, c'est-à-dire 
en place de la surface actuelle de la planète. 

Le quatrième satellite nous donne, pour cette valeur, 






0,119. 



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lO HOUVEUENT DE ROTATION 

Le troisième satellite nous donne ' 

* V (i5,35)' -o-"»- 
Le deuxième satellite nous donne 

/(3,55)^ 

Le premier satellite nous donne 

Dans le système de Jupiter, le satellite fictif situé à 
Textrémité du rayon actuel de la planète effectuerait 
sa translation en 0^,119, c'est-à-dire en 170 minutes, 
ou 2**5o"". 

11 faut multiplier ce nombre par 3,6 pour obtenir le 
temps de la rotation de Jupiter. 



m. 



Les mêmes recherches efTectuées pour le système de 
Saturne m'ont donné les résultats suivants. 

D'après les éléments des huit satellites de Saturne, 
on obtient pour la distance à laquelle graviterait un 
satellite effectuant sa révolution en un temps égal à 
celui de la rotation de la planète, le nombre moyen 
1 ,98885. C'est à une distance presque double du rayon 
qu'un satellite circulerait en 10^ i&^. Ce résultat n'est 



y Google 



DES PLANÈTES. II 

pas seulement théorique, comme les précédents; il se 
trouve confirmé de la manière la plus remarquable par 
la rotation des anneaux de la planète, dont je parlerai 
ci-dessous. 

Si nous calculons maintenant quelle serait la durée 
de rotation d'un corps situé à la distance i du centre- 
de la planète, en substituant, comme plus haut, un 
corps central et l'orbite d'un astéroïde à la place du 
volume planétaire, chacun des satellites nous donne les 
chiffres suivants, qui concordent d'une manière frap- 
pante : 



I. ^ = \/Ww " ^'''''''^^^ " ''''^^^' 

.„ 7(1,888)=^ / y— 

m. ^ = k/ (5;^y = /o,o242i =. o,i556, 

/( 70,33)=' y 

" V(6W =v/o,î^^^a =o,i537. 



Vin. Xr 



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la UOUVEMENT DE ROTATION 

La moyenne de ces résultats est de o,i54o. Le satel- 
lite fictif placé à la distance i da centre de gravité du 
système saturnien effectuerait sa révolution en o^,i54, 
c'est-à-dire en 3** 4o". 

Il faut multiplier ce nombre par a, 7 pour obtenir le 
•temps de la rotation de Saturne. 



En arrivant à Uranus, nous remarquons que, sur les 
deux questions que nous venons de nous poser relati- 
vement à la Terre, Jupiter et Saturne, une seule peut 
l*étre ici. Ne connaissant pas encore par l'observa tien 
le temps de la rotation de cette planète, nous ne pou-^ 
vous en ce moment nous demander à quelle distance 
serait situé un satellite dont la révolution s'effectuerait 
dans ce temps inconnu. Bientôt nous trouverons cette 
durée de rotation, précisément par la loi qui sera for- 
Aulée plus loin. Quant à ces prémisses, nous ne pou- 
vons, à propos d'Uranus, que chercher en combien "de 
temps circulerait autour du centre de gravité du sys- 
tème uranien un satellite situé à la distance i. 

Le quatrième satellite nous donne pour cette valeur 



v^ii 



3,846)^ ^ 

= o,ia5. 



(23,i8f 
Le troisième satellite nous donne 



A 8,986)' 



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DES PLANÈTES. l3 

Le deuxième satellite nous donne 



/ (4,i44)' ^ , . 

* = i/T K-TÎ = 0,IÎZ3. 

Y (10,37 )• 

Le premier satellite nous donne 

Le corps libre situé en place de la surface d'Uranus 
circulerait autour du centre en Vm ^^ jour, c'est-à-dire 
en a^'ôS". 



V. 



Enfin, en arrivant à Neptune, nous obtenons, pour la 
même valeur, 



Le corps libre situé à la distance i du centre de la 
planète Neptune graviterait en une période de ^ih ^® 
jour, c'est-à-dire en a** 58". 

Cette période est égale à celle que nous venons d'ob- 
tenir pour Uranus. 



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l4 BIOUYEMENT DE ROTATION 

VI. 

Les périodes que le calcul vient de nous fournir sont 
respectivement de i** 24™ pour la Terre, a** 5o" pour Ju- 
piter, 3** 40" pour Saturne et a** 58" pour Uranus et 
Neptune. Le -caractère frappant de ces périodes, c'est 
qu'elles sont beaucoup plus brèves que les rotations 
réelles connues par l'observation. 

Or, les principes de la Mécanique céleste établissant 
ainsi que notre corps, supposé libre, situé à l'extrémité 
du rayon ou à une faible distance au-dessus de la sur- 
face de la planète, circulerait beaucoup plus rapidement 
que la rotation de cette surface même, l'idée qui se 
présente pour expliquer la lenteur relative du mouve- 
ment rotatoire de la planète, c est que cette lenteur 
peut être due à une certaine résistance inhérente à 
l'ensemble du corps planétaire. J'ai longuement et inu- 
tilement cherché des relations entre ces coefficients de 
rotation et les volumes, les masses, les surfaces, les 
distances au Soleil, etc., et ce n'est qu'après plusieurs 
années de recherches que l'idée d'une résistance s'étant 
offerte à mon esprit, j'ai enfin comparé à ces nombres 
les densités caractéristiques de 'chaque planète, c'est- 
, à-dire les masses divisées par les volumes. 

Voici le tableau des densités d'abord pour les planètes 
que nous venons de considérer : 

La Terre 1,0 

Jupiter. . o,aa 

Saturne 0,14 

Uranus o,ai 

Neptune o,aa 



y Google 



DES PLANÈTBS. l5 

La Terre est ici prise pour unité. Considérant ensuite 
que si la résistance apportée au mouvement est due 
à la densité, on doit prendre pour unité de comparaison 
le coefficient de résistance trouvé pour la Terre, sa- 
voir : le nombre 17. J*ai multiplié tous les nombres 
précédents par 17, pour les comparer ensuite. On a 
par là la liste suivante : 

La Terre i x 17 =17,0 

Jupiter o,aaxi7= 3,7 

Saturne 0,14x17= a, 4 

Uranus 0,21x17= 3,6 

Neptune o,aa x 17 = 8,7 

En examinant ensuite les coefficients de retardement 
trouvés pour les planètes, je vois d'abord qu'à l'égard 
des planètes supérieures dont la rotation est connue 
par l'observation, ces coefficients sont : 

La Terre 17,0 

Jupiter 3,6 

Saturne 2,7 

On ne peut s'empêcher de remarquer déjà une ana- 
logie significative, pour ne pas dire une identité, entre 
les coefficients de résistance et la densité relative des 
planètes. 

Le coefficient de la Terre, 17, étant pris pour unité 
de comparaison, celui de Jupiter = 3,6^ qui ne diffère 
pas de sa densité relative de tf^. 

Le coefficient de Saturne 2,7 surpasse un peu le 
chiffre a,4 de sa densité relative; mais si l'on réfléchit 



y Google 



i6 uouYEMEirr de rotation 

à la délicatesse des mesures de densité des. planètes, on 
remarquera qu'elles ne sont pas connues d'une manière 
rigoureuse et définitive, et que les déterminations 
offrent encore une certaine dissemblance. Ici, en ad- 
mettant la densité de Saturne de 0,1 5, on a le chiffre 
2,6 pour sa densité relative. 

Ces mêmes coefficients : 17; 3,6; 2,6, qui sont 
entre eux comme les densités des planètes, sont en 
même temps les racines carrées du rapport de la pe- 
santeur à la force centrifuge sur chaque planète : 

or 

Sup la Terre, -?- = 280 dont la racine carrée est 17 

Sur Jupiter, id. c= la id. 3,6 

Sur Saturne, id. = 6,5 id. 3,5 

De sorte que le coefficient de la résistance apportée 
par la densité planétaire à la rotation diurne est en 
même temps la racine carrée de la force centrifuge. Si 
la Terre tournait 17 fois plus vite, la force centrifugé 

s'accroissant en raison du carré de la vitesse, et 

étant égal à ^Jj, les corps ne pèseraient plus à Téqua- 
teur terrestre; si Jupiter tournait 3,6 fois plus vite, les 
objets n'auraient plus de poids à son équateur, et il en 
serait de même sur Saturne, si la vitesse de rotation de 
cet astre était 2,5 fois plus rapide. 

Ainsi la résistance apportée par la masse planétaire 
au mouvement autour de Taxe est en rapport avec la 
densité relative de la planète; ce même coefficient 
d'inertie et de densité est la racine carrée de la force 
centrifuge. 



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DBS PLANÈTES. I7 

Et comme la force centrifuge est déterminée par la 
vitesse de rotation^ et que n*est autre que le rap- 
port entre cette vitesse et V intensité de la pesanteur à 
la surface de la planète, cette coïncidence se trouvait 
ainsi confirmer immédiatement la réalité du lien que 
je venais de remarquer entre la durée de la rotation 
des planètes et leur densité relative. 

En voyant toutes ces analogies s'harmoniser si sim- 
plement entre elles, je cherchai à calculer la rotation 
inconnue d*Uranus. Connaissant la révolution théorique 
du satellite situé à la distance i, donnée plus haut égale 
à 2*» 58", et prenant son coefficient de densité relative, 
donné dans la table ci-dessus égal à 3,6, on obtient, 
pour la rotation réelle d'Uranus, la valeur 

En admettant cette durée de rotation, elle produit à 
Péquateur de la planète une force centrifuge dont ce 
même chiffre de 3,6 est la racine carrée. Nous avons 

«= ^^7 — ) r = 6366200 X i^^'^i, 
5^=8,830, -X-rx 12,95, 

dont la racine carrée est 3,6. 

Le même coefficient représente à la fois, comme pour 
les planètes précédentes, le moment d'inertie, la den- 
sité relative, et la racine carrée de la force centrifuge. 

D'après les mêmes principes, le calcul donne, pour la 
rotation de Neptune, la valeur 
10»' 58». 



y Google 



t8 MOUVEMENT DE ROTATION 

Cette rotation produit également sur cette planète 
une force centrifuge égale au carré du coefficient 3,7, 
comme on peut le voir : 

27r 



39480' 



r== 6366200 X 4, 407, 





Coefflcfento 




de retardement. 


La Terre. 


.. 17,0 


Jupiter . . . 


.. 3,6 


Saturne... 


.. 2,7 


Uranus . . 


.. 3,6 


Neptune.. 

r _ -A i„ 


.. 3,7 



wV=o,7ii4865, 5^ = 9,79» J^=i3,7, 

dont la racine carrée est 3,7. 
De ces analogies résulte donc le tableau suivant : 

Densités Racines earrées 
relattres. de la force oentrf ftaye. 

17,0 17,0 

3,7 3,6 

2,6 2,5 

3.6 3,6 

3.7 3,7 

La révolution des satellites autour des planètes, 
aussi bien que des planètes autour du Soleil, étant due 
à la gravitation, la révolution calculée du satellite équa- 
torial représente évidemment l'action théorique de cette 
même force. La durée de la rotation des planètes dé- 
pend donc d'une part de la gravitation elle-même, et 
d'autre part de la densité. ' 

Ces rapports peuvent être exprimés par la formule 
générale suivante : 

Le TEMPS DE LA ROTATION DES PLANÈTES EST UNE 
FONCTION DE LEURS DENSITES. 

i** Le mouvement rotatoire des planètes sur leur axe 
est une application de la gravitation à leurs densités 
respectives. Il est égal au temps de la révolution d*un 



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DBS PLANÈTES. I9 

satellite situé à la distance i^ multiplié par un coeffi* 
cient de retardement y offrant un rapport évident avec 
la densité du corps planétaire, 

a* Ce coefficient de densité relative est en même 
temps pour chaque planète la racine carrée du rapport 
de la pesanteur à la force centrifuge. 

Telle est la loi qui résulte des rapports précédents, 
et qui va être étendue à d'autres points du problème 
par de nouvelles analogies. 

Je dois prier de remarquer ici que le terme coeffi- 
cient de retardement n'est dans ma pensée qu'une ex- 
pression apparente due à la méthode que j'ai suivie 
dans ces calculs. Ce n'est pas en ce moment le lieu de 
discuter si c'est la planète qui fait circuler les satellites 
dans des vitesses différentes, ou si, le mouvement de 
circulation générale étant donné, la masse planétaire 
apporte réellement une résistance à l'application de la 
force. Si l'on supposait avec Newton que la vitesse de 
translation se décompose en deux forces : une impul- 
sion première et la pesanteur, on serait obligé de con- 
sidérer également la rotation comme due à cette double 
influence. J. Bernoulli calcule qu'une force appliquée 
à -pl^ du rayon du centre de la Terre aurait donné ^ à 
notre planète deux mouvements assez conformes à ceux 
que l'on observe; pour Mars, il trouve ^, pour Ju- 
piter -iV- Si <^dns cette hypothèse, disait-on, l'impulsion 
primitive eût été appliquée à de plus grandes distances 
de chaque centre, le mouvement de rotation eût été 
plus rapide. Mais l'explication qui se substitue naturel- 
lement aujourd'hui à ces idées, c'est que la révolution 
des satellites provient originairement de la rotation, des 



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20 UOUVEMENT DE ROTATION 

planètes, de l'équateur desquelles un anneau s^échappa 
par la rupture d'équilibre au moment où, dans la t^iéo* 
rie de Laplace, la force centrifuge surpassa la force 
centripète à l'équateur des planètes lenticulaires. On 
conçoit parfaitement dès lors que ces révolutions soient 
liées d'une certaine manière avec la force centrifuge de 
rotation comme avec la densité relative de leur planète 
centrale. 

vn. 

Nous allons maintenant constater que la loi que nous 
sommes parvenu à dégager des éléments des planètes 
à satellites peut également être appliquée à l'explication 
de la rotation des planètes sans satellites. 

Sur les huit mondes planétaires de notre système, 
cinq viennent d'être passés en revue. Il nous reste à 
observer Vénus, Mars et Mercure. Leurs densités sont : 

La Terre i,o 

Vénus 0,91 

Mars 0,80 

Mercure i,3i 

En réduisant ces nombres à l'unité de comparaison, 
c'est-à-dire en les multipliant par 17, nous avons pour 
les densités relatives : 

La Terre 17,0 

Vénus i5,5 

Mars i3,5 

Mercure 22,2 



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DES PLANÈTES. 2.1 

n s'agit donc de chercher si leurs rotations observées 
donnent ^ne force centrifuge dont la racine carrée soit 
précisément représentée par ces densités. 

Commençons par notre voisine Vénus : 

Rotation = a3*' 21™ 

^ = 8^3^^'^*'^*'^^^' 
6)'= o,oooooooo558, 
r = 0,954 = 6173355, 
»*r— 0)03443, 
g'= 0,864 = 8,475, 

4- = 24 , 

dont la racine carrée est 15,6. 

Or nous venons de voir que le chiffre de sa densité 
est i5,5. 

Examinons maintenant les éléments de la rotation de 

Mars. Si Ton admet pour la rotation de cette planète 

la valeur a4** 37°*, il vient 

arr 
*= 88643 ^'''^^^'^og, 

w*= o,oooooooo5o239, 
r = 6366200 x o , 54o = 3437748, 
»>*/• — 0,017305379, 
5^=0,395 = 3,90, 

4- = aa5, 

dont la racine carrée est i5. 
U y a ici une différence assez sensible. 



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2a MOUVBHENT DE ROTATION 

EnGn pour Mercure (*), nous avons 
Rotation = ^4"» 5™, 

w' = o , 000000005^499 
r = 0,378 = 24064^3, 
«^r— o,oia5, 
^' = o,5:=4,9 

-f- ^ 400, 

dont la racine carrée est ao. 

Ces racines carrées (17; i5,6; i5etao) continuent^ 
malgré la différence offerte par les deux dernières, les 
analogies évidentes que nous avons constatées plus haut 
pour les planètes à satellites entre le coefficient de re- 
tardement et la densité. Aucun autre ordre de compa- 
raison ne présente cette similitude. Ainsi la densité est 
visiblement Téiément prépondérant en jeu dans réta- 
blissement du mouvement de rotation. Si les différences 
sont réelles et ne sont pas effacées un jour par les pro- 
grès de l'observation ou de la théorie (car on ne saurait 
se flatter de connaître définitivement aujourd'hui les 

(*) Mercare B^écarte plus que toute autre planète du plan 
général de translation. Il est incliné de 7 degrés sur réclip- 
tique. Sa grande excentricité fait également exception ; elle 
est égale à 0|a» 



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USS PLANÈTES. a3 

rotations exactes ni les densités absolues), peut-être y 
aura-t-il lieu ,de chercher si la résistance de l'éther, 
ou quelque autre cause secondaire, n'a pas apporté une 
petite correction au retardement dû à la seule densité. 
Déjà nous Tavons vu (tome I" de ce Recueil, p. 179-187), 
une influence paraît avoir été exercée avec le temps sur 
!a disposition des orbites planétaires. 



vm. 

Nous avons vu plus haut qu'un satellite animé d'un 
mouvement de rotation égal à celui de la rotation de la 
Terre circulerait autour d'elle à la distance de 6,64 
rayons terrestres ; qu'un satellite établi dans les mêmes 
conditions pour Jupiter, serait situé à la distance de 
2,3i rayons de Jupiter et qu'un satellite gravitant dans 
une période égale à celle de la rotation de Saturne cir- 
culerait à la distance de 1,98. Maintenant que nous 
avons trouvé les rotations d'Uranus et de Neptune, 
nous pouvons faire la même recherche pour ces pla- 
nètes. 

La rotation d'Uranus ayant été trouvée de 10" 4o", 
ou 0,44 de la rotation de la Terre, et la révolution du 
premier satellite s'effectuant en 1 3^,846, l'équation du 
quatrième satellite nous donnerait, en jours terrestres, 

(i3,846)^ ^ ('^3,i8)» 
(o,44)^ • ^' 



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a4 


BIOUVEMENT 


DE ROTATION 


et en jours 


uraniens 




d'où 


(3i,57r_ 


(23, i8)" 


X = 


V(3i,57r- 


3/1248 

" V 996 


Troisième satellite 





^l(n,^lf _ » /5,ao7 ,../■— 7 

^me satellite 

»/(io,57)-* 3/1103 ay r 



Deuxième satellite 



Premier satellite 



^- .^/ (7>44)' _ s/ 4o9.^ _ 3/7—7 

Les équations fournies par les éléments des quatre 
satellites nous donnent séparément la même valeur : 

C'est à celte distance du centre d'Uranus que gravi- 
terait un satellite dans un temps égal à celui de la ro- 
tation de la planète. 

Dans la même recherche, le satellite de Neptunej 
nous donne 

I . x^ ^ 



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DBS PLANÈTES. 25 

d'où 



3/ (13,06)» _ s/ 2217,a8 _3/-^^~g_ 

C'est à cette distance du centre de Neptune que gra- 
viterait un satellite, dans une période égale à celle de 
la rotation de la planète. \ 



IX. 

Les satellites animés d'un mouvement de révolution 
de même durée que le mouvement de rotation de chaque 
planète seraient donc situés aux distances respectives 
suivantes de chaque centre planétaire, le rayon ét^nt 
pris pour unité : 

La Terre 6,64 

Jupiter 2,3i 

Saturne i ,98 

Uranus 2,82 

Neptune 2,36 

Je me suis demandé s'il existe un rapport entre ces 
distances et les coefficients de résistance qui nous ont 
représenté plus haut la densité relative. Reprenons la 
liste de ces coefficients : 

La Terre 17,0 

Jupiter 3,6 

Saturne * 2,7 

Uranus 3,6 

Neptune 3,7 

m. 2 



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26 MOUVEMENT DE BOTATION 

Les carrés de ces nombres sont : 

j 

La Terre 289,0 (*) 

Jupiter 12,9 

Saturne 7,3 

Uranus 12,9 

Neptune i3,7 

Les cubes de3 distances des satellites synchrones 
sont : 

La Terre 293 ,0 

Jupiter 12,3 

Saturne 7,8 

Uranus 12, 5 

Neptune i3,3 

Il serait difficile d'exiger un accord plus satisfaisant 
que celui-là, accord qui, du reste, aurait pu être prévu 
depuis que nous avons trouvé que les densités des 
planètes sont sensiblement représentées par les mêmes 
nombres que les racines carrées du rapport de la pe- 
santeur à la force centrifuge. Nous pouvons donc ajouter 
le complément suivant à la loi formulée plus haut : 

3° Les carrés des coefficients de résistance et de den- 
sité relative sont égaux aux cubes des distances aux- 
quelles graviteraient les satellites dans la période de ro- 
tation de ta planète. 

4"* La distance à laquelle graviterait, autour de chaque 

(*) L'Annuaire du Bureau des Longitudes^ pour 1870, in- 
dique la nouvelle mesure de l'aplatissement de la Terre 
comme donnant ijj. 



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DES PLANÈTES. VJ 

planète, un satellite effectuant sa révolution dans un 
temps égal à celui de la rotation n'est autre que la ra- 
cine cubique de la force centrifuge. 

La force centrifuge étant, sur Mars^ Vénus, Mercure, 
^^ T5T» 777 et Tir,' les racines cubiques de ces nombres 
sont respectivement 6 , i ; 6 ,^5 ; 7 , 3a. Des satellites cir- 
culant autour de ces planètes dans une période égale à 
celle de. leur rotation seraient donc situés aux distances 
suivantes, en fonction du demi-diamètre de chaque 
planète : 

Mars 6,1 

Vénus 6,25 

Mercure 7,82 

La loi générale de rotation qui vient d'être établie 
supprime la force de projection appliquée à une distance 
arbitraire du centre de chaque planète par laquelle les 
astronomes du siècle dernier avaient proposé une ex- 
plication à la rotation des corps célestes. Cette seconde 
force initiale devient inutile, et la rotation, comme la 
translation, dérive simplement de la gravité. 



X. 



A la distance 6,64 du centre de la Terre dans le plan 
de réquateur, la révolution du satellite synchrone don- 
nerait naissance à une force centrifuge b>V = 0^,224. 

A la même hauteur, la pesanteur g = o",224. 



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ai MOUVEMENT DE ROTATIOfI 

Là, -^ = I, et la force centrifuge contre-balance la 

pesanteur. 

Là,g-=wV. 

Là y le mouvement de rotation de la Terre atteint sa 
vitesse maximum, la limile à laquelle l'attraction cesse. 

De cette égalité nous concluons que c'est à 6,64 foi^ 
le rayon équatorial de la Terre, c'est-à-dire à 42000 ki- 
lomètreS) ou à plus de toooo lieues de hauteur que 
l'attraction de la Terre cesserait de retenir des parti- 
cules atmosphériques, s'il était possible que l'atmosphère 
la plus légère même pût encore exister à une telle alti- 
tude. C'est la limite extrême t/iéorique de l'atmosphère. 

D'autre part, le satellite que nous avons supposé dans 
nos calculs se mouvoir à la distance i du centre du 
globe devant effectuer sa rotation 17 fois plus vite que 
le déplacement d'un point de l'équateur actuel, il en 
résulte que, dans cette vitesse indiquée par la théorie, 
la force centrifuge étant maintenant de o™,o33852, 
nous aurions pour cette valeur ce chiffre multiplié par 
289, ou 9,8088, qui est précisément la valeur de g. 
C'est également la limite à laquelle le corps circulant 
peut être retenu par l'attraction. Nous pouvons donc 
encore ajouter que : 

5"" D'jme part, la distance à laquelle circulerait un 
satellite dans une période égale au mouvement de la 
planète est la distance maximum à laquelle Tattractioa 
cesse, la limite extrême théorique de toute atmosphère 

6° Et d'autre part la vitesse avec laquelle circulerai 
un satellite à l'extrémité du rayon de la planète est la 
vitesse maximum à laquelle l'attraclion cesse. 



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DES PLANÈTES. 20 



XL 



En appliquant les principes exposés plus haut à Texa- 
nien des conditions de Ja stabilité du système des an- 
neaux de Saturne, on trouve qu'ils doivent être consi- 
dérés comme une mince et vaste zone d'astéroïdes se 
mouvant dans le plan de l'équateur de Saturne avec la 
rapidité nécessaire et suffisante pour que leur pesanteur 
vers la planète soit balancée par la force centrifuge 
due à ce mouvement ; ou bien ils sont constitués par 
une quantité d'astéroïdes, circulant à peu près dans le 
plan de Téquateur avec une rapidité variable dépendant 
de leur distance; ou bien c'est un ensemble liquide 
disposé comme un cercle affecté par m vagues régu- 
lières de déplacement transversal à intervalles égaux. 
Outre ces vagues transversales, il y aurait des vaguas 
de condensation et de raréfaction dans lesquelles, selon 
la relation des coefficients, les points de plus grande 
distance du centre seraient les points de plus grande 
ou de moindre condensation. 

L'anneau est non- seulement triple, comme Tobserva- 
tion le constate déjà, mais certainement formé d'un 
très-grand nombre de zones distinctes. Bond a porté 
ce nombre jusqu'à onze, et il est probable qu'il y en a 
davantage encore. De la surface de la planète à l'anneau 
obscur et transparent intérieur, on compte 5 165 lieues; 
le rayon équatorial de Saturne étant de 14 384 lieues, 
cette première distance est représentée par i,36, le 
rayon étant i. Cette zone transparente mesure 3i25 



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3o MOUVEMENT DE BOTATION 

lieoes de large; à 8290 lieues deJa surface commence 
la vaste zone brillante, ou Tanneau central, dont la lar- 
(geur est de 7888 lieues. La distance du bord intérieur' 
de la zone brillante au centre du système est donc de 
1,57, et la distance du bord extérieur de 2,09. Enfin, 
au delà des anneaux blancs^ il y a un espace vide de 
790 lieues, au delà duquel plane Taiineau extérieur de 
368o lieues de large. La distance de la surface de la 
planète au bord intérieur de Panneau extérieur est donc 
de 16468 lieues bu 2, 14 du centre, et la distance à la 
périphérie extrême de ces appendices, de aoi48 lieues, 
ou 2,40 du centre. 

Or nous avons vu qu'à la distance i du centre de 
Saturne la période d'un satellite serait de 3*'4o"', et qu'à 
la distance de i , 988 cette période serait égale à celle de 
la rotation de la planète, c'est-à-dire de 10^ 16"*. 

Les particules constitutives des anneaux doiyentdonc 
se mouvoir suivant des ellipses différentes autour du 
centre de gravité du système. 

Si Ton considère les éléments de ce singulier appen- 
dice annulaire, on trouve les périodes suivantes comme 
caractéristiques des distances respectives observées. 

DISTANCES. PÉRIODES. 

h m h m 
Anneau intérieur transparent . i;36ài,57 5.5oà 7.11 

Large anneau central 1,5782,09 7. 11 à 11. 9 

Anneau extérieur 2,14 à 2,40 11. 36 à 13. 5 

Premier satellite 3, 36 22, 3j 

Les observations de déplacement de taches indica- 
trices d'un mouvement de rotation ont été faites sur 



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DÉS PLANÈTES. 3l 

l'anneau principal, Tanneau blanc central. Si Ton sup- 
pose que cet anneau forme un même ensemble solidaire, 
et que sa zone de densité maximum soit située, comme 
il est probable, entre la ligne médiane et le bord exté- 
rieur, par exemple à la distance 2, on trouve que sa 
rotation s'effectuerait en io'*3o™, dans la période indi- 
quée par l'observation. 

Si Ton supposait que l'anneau extérieur formât éga- 
lement un même ensemble, comme il est d'ailleurs 
nettement séparé de l'anneau principal, on trouverait 
pour sa rotation une période voisine de 1 1*" 5o"*. 

Enfin si l'on regardait aussi l'anneau transparent in- 
térieur, comme un même ensemble, à la fois distinct 
de l'atmosphère de la planète et des zones plus denses 
qui le dominent, on trouverait pour sa rotation une 
période voisine de 6** 40". 

Si, comme Texpose Laplace, ces zones annulaires ont 
été successivement abandonnées par l'équateur de la 
planète dans les circonstances oii la force centrifuge 
égala et dépassa la pesanteur, et ont continué de se 
mouvoir suivant la même force vive, les différentes vi- 
tesses de rotation que je viens de signaler se trouvent 
toutes expliquées par la théorie. 

Si ces appendices annulaires, appartenant à la pla- 
nète, étaient entraînés par son propre mouvement de 
rotation, comme une vaste atmosphère équatoriale, ils 
circuleraient en 10* 16°, et l'anneau intérieur ne dé- 
passerait pas cette vitesse de près du double. Mais il 
est impossible d'admettre cette hypothèse, attendu qu'à 
la distance i ,988 la force centrifuge égalerait la pesan- 
teur, et que tout l'anneau extérieur en tournant dans 



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3a HOUVBBIBNT DE ROTATION 

le même temps développerait une force centrifuge su- 
périeure à Tattraction centrale. Donc le mouvement des 
anneaux est à la fois multiple et relativement indé- 
pendant de la durée de rotation de la planète ; et nous 
devons considérer Panneau extérieur en particulier 
comme tournant plus lentement que l'anneau large du 
milieu qui se présente avec tant d*éclat dans nos lu- 
nettes. On peut admettre d'ailleurs que Téquilibre de 
cet étrange système annulaire est dû à Pexistence des 
satellites extérieurs qui le maintiennent, et que nulle 
planète ne saurait être environnée d'anneaux sans être 
accompagnée d'un nombre suffisant de satellites dispo- 
sés pour ce soutien. 

En résumé, nous voyons que, sous un aspect général, 
le système planétaire peut se décomposer en deux 
groupes bien distincts : i** les quatre volumineuses pla- 
nètes extérieures, échappées les premières de Téqua- 
teur solaire gazeux, de faible densité, et de rotation ra- 
pide ; a° les quatre planètes moyennes, formées les 
dernières, de forte densité et de rotation lente. Les 
révolutions, indépendantes des volumes et des masses, 
ont été causées par la rotation de Fimmense corps so- 
laire lui-même, et sont restées en relation avec sa puis- 
sance attractive selon la distance qui les en sépare. Les 
rotations, au contraire, dépendantes des volumes et des 
masses, se sont organisées pour chaque corps émané 
du Soleil suivant sa densité respective. Nous en con- 
cluons encore que la rotation du Soleil n'est pas indé- 
pendante de la translation de la Terre et des planètes, 



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DES PtATtÈTBS. 33 

ni la rotation de la Terre indépendante de la révolu- 
tion de la Lune. 

Ce travail établit particulièrement que nul élément 
du système du monde n'est isolé de Tensemble dyna- 
mique qui en régit toutes les valeurs. Les rotations 
diurnes aussi bien que les révolutions annuelles, le 
cours des satellites, les masses et les volumes des corps 
célestes^ sont mutuellement rattachés par les liens de 
la suprême force gravifique. A Tomnipotence de ces 
lois intellectuelles sont dus : l'équilibre permanent du 
système, Fimmuable harmonie des mouvements céles- 
tes, la marche géométriquement organisée de )a nature 
éternelle. 



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HARMONIES 

DU 

SYSTÈME DU MONDE. 



Digitized by VjOOQ IC 



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HARMONIES 

DU 

SYSTÈME DU MONDE. 



PARTZCUXJLÈRSS, hArXVAHT TOUTBS BS 
LA G&AVXTATZOïr. 



Les recherches auxquelles je me suis livré dans Té- 
lude des conditions du mouvement de rotation des 
planètes m*ont conduit à examiner semblablement la 
relation qui existe entre la rotation du Soleil et les ré- 
volutions des mondes planétaires. Les mouvements des 
corps constitutifs de notre système solaire se présentent, 
à la suite de cet examen, sous un aspect d'unité plus 
simple à embrasser, que lorsqu'il reste voilé dans les 
éléments cosmographiques dissemblables sous lesquels 
nous avons eu jusqu'à ce jour l'habitude de l'envisager. 

Connaissant la durée des révolutions planétaires et 
les distances des planètes au Soleil, nous pouvons cal- 
culer la durée théorique de la révolution d'une planète 
située à Féquateur du Soleil. 

Si nous prenons pour première base l'année de la 

365 256 
Terre égale à — ^-r— > etla distance de la Terre égale 



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38 HAHMONIBS DU STBTàMB DU MONDE. 

à -T — o -,^ 1 nous posons Téquation suivante: 

i5io X 108, 55b ^ ^ 



/ (i4,a84? _ / 2o4,o33 ^ ,.. 

^ - V "ûlMf - V P554^ = ^'^^^^^- 
Notre planète équatoriale circulerait en 455 centrmil- 
lièmes de jour solaire, ou 116 millièmes de jour ter- 
restre : en 166,6 minutes, ou a*46°'36*. 

En prenant les éléments de la révolution et de la 
distance de Jupiter pour seconde base de calcuî, nous 
obtenons pour la même valeur : 

— ~ = 0,004548. 



/(.69,44)-^ /: 

Vliii5,48)^ \ i\ 



1887990000 

Ce qui nous donne également la vitesse effrayante de 
a*» 46" 36' pour le temps de la révolution de la planète 
située à la distance i . 

Il faut multiplier ce nombre par un coefficient = 220 
pour former la valeur I, le temps de la rotation du So- 
leil adopté de 25^12". 

Si nous calculons maintenant quelle est la force cen- 
trifuge développée par la rotation du Soleil à Téqua- 
teur de cet astre, nous avons : 

0) rr: — = 0,000000286, 

2197080 ' ' 

W' =2 0,0000000000081796, 

r = 690782700, 

«2 ;. _ 0,005649926, 
g = 270, 

A: =47790, 
dont la racine carrée est 219. 

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BOTATION DU SOLEIL. 39 

Cherchons, en troisième lieu, à quelle distance À du 
centre du système solaire serait placée une planète dont 
la révolution serait égale à la durée de la rotation solaire: 

(i4,a84)^ (ai4,4)' 

1 — = —¥—' 

log/ == 1,1548498, logD = a,33iî»a48, 

a log = 2,8096996, 3 log = 6 ,6936744, 

3 logD — a logr = 4,6839748, 

A' = 48,aoo, 

A = 36,4. 

C'est à la distance de 36,4, le rayon solaire étant i, 
que graviterait une planète en aS' la^. 

La divergence, quoique très-faible, de ces valeurs, 
engage à augmenter légèrement la durée de la rotation 
du Soleil. 

En admettant la rotation solaire de aS', 5 , nous au- 
rions donc -4" = 47790, dont la racine carrée est ai9, 

et la révolution de la planète équatorf&ile de o,oo455, 
dont le coefficient est aao. Si nous admettons la rota- 
tion solaire de a5^, 6 , nous avons pour Tannée terres* 
tre, en jours solaires, i4,a68, dont le carré est ao3,5758, 
lequel divisé par le cube de la distance qui est resté 
le même (9855400] donne v/o,ooooao65, dont la ra- 
cine = o,oo45a7 et le coefficient = aao, 9. Cette même 

rotation de a5,6 donne wV= o,oo56a, et ~- = 48o43. 

En faisant la distance du Soleil à la Terre de 
148400000 kilomètres ( derniers résultats des recher- 
ches sur la parallaxe) et le diamètre solaire de io8,556, 



y Google 



4o HARX0NI1S8 DU SYSTÈME DU MONDE. 

nous avons pour la distance du Soleil à la Terre ai4 j3, 
et x= /o, 00002057, dont la'racine carrée =o,oo452a« 
Le coefficient est 221 , i . 
La rotation de 25,5 est un peu faible; la rotation de 

25,7 (donnant, pour -4-7 46200, dontlaracine = 222j 

est un peu forte. Celle qui satisfait le mieux aux condi- 
tions générales du problème est 25,6. 

La distance à la Terre de 87 millions de lieues, et la 
rotation solaire de 25 jours 14 heures et demie donnent : 

Pour la force centrifuge ifiI\oo 

Pour le cube de la distance de la planète syn- 
chrone 4^400 

Pour le coeflicient de retardement de la ro- 
tation solaire 330 

Pour la racine carrée de la force centrifuge. 220 

Pour la distance de la planète synchrone. . . 36,5 

Si nous représentons par gQ l'intensité de la pesan- 
teur à la surface du Soleil, par u la vitesse angulaire 
d'un point de Téquateur, par r le rayon du Soleil, et 
par A la distance de la planète S3rnchrone, nous avons 
une équation qui nous permet de tirer une inconnue 
des autres éléments connus : 



,:'^' 



Les divers éléments du système du monde se trou- 
vent ainsi reliés entre eux par une même formule. 



y Google 



TIIANSLATIONS DES PLANÈTES. 4l 

Le Soleil diffère cependant des planètes en ce que^ 
ses mouvements appartenant déjà 'aux conditions exr 
tra-pîanétaires des mondes sidéraux, sa densité relati- 
vement à la Terre n'est pas celle qui est en jeu dans sa 
rotation. Nous ne connaissons pas sa densité relative à 
celle des autres étoiles qui font partie du même groupe 
stellaire que lui. 

Pour connaître la relation, originaire et permanente, 
qui existe entre le mouvement de rotation du Soleil et 
le mouvement de révolution des planètes, pour apprécier 
directement l'harmonie réelle des orbes célestes, nous 
devons maintenant non plus rapporter la rotation so- 
laire au jour terrestre ni les translations planétaires à 
l'année terrestre, mais évidemment rapporter tous ces 
mouvements à ceux du Soleil considérés comme unités 
fondamentales. Le système planétaire s'offre alors à 
l'astronome et au philosophe dans la proportion uni- 
forme suivante : 

Distances, 

leravoaQ 

étant z. 

Sarfuee Bolaire i 

Planète synchrone. . . 36 

Mercure 83 

Vénus i55 

La Terre 2i4 

Mars 332 

Pîanetei télescopiqués. 

Jupiter ]ii6 

Saturne 3o4i 

Uranus t{\o% 

Neptune Gjao 335i,oo 5,5oo 



y Google 



lejoaro 
étant X. 


Vitesse moyonne 
par seconde 
en métrés. 


i,oo 


2,Ol3 


i,oo 


72,000 


3,44 


5o,ooo 


8,78 


36,000 


14,28 


3o,55o 


26,86 


24,450 




18,000 


169,00 


12,970 


421,00 


9,840 


1200,00 


6,660 



4% HARMONIES DU STSTÈMB DU MONDS. , 

A la distance de 36^5 la pesanteur vers le Soleil se- 
rait de -^ = o",2o4. 
1 324 ' 

A la même dislance la force centrifuge serait 
0,0000000000081796 X 25 162400000 = O",204. 

Là, -7- = j ; g = w*r; la force centrifuge égale la, 

pesanteur et l'attraction cesse. 

La place (Mécanique releste et Système du monde) 
a déjà montré, dans ses recherches relatives aux at- 
mosphères et à la lumière zodiacale, que « le point où 
la force centrifuge balance exactement la pesanteur est 
éloigné du centre du Soleil, du rayon de Torbe d'une 
planète qui ferait sa révolution dans un temps égal à 
celui de la rotation du Soleil. » Il m'a été précieux de 
rencontrer dans Tillustre astronome une con6rmation 
anticipée du résultat de mes recherches. Laplace n'a 
pas calculé cependant la distance de cette planète fic- 
tive, et ne s'est pas occupé non plus de déterminer les 
éléments analogues pour les autres corps célestes. Nous 
pouvons maintenant, par ces considérations très-simples 
et qui ne nécessitent pas l'application des mathématiques 
transcendantes, enseigner sous une forme populaire que: 

D'une part, la distance à laquelle circulerait un 
monde satellite dans une période égale à la rotation de 
son monde central est la distance maximum à laquelle 
r attraction cesse; c'est la limite théorique de toute at- 
mosphère. 

Et d'autre part, la vitesse avec laquelle circ|jlerait 
un monde satellite à Textrémité du rayon du monde cen- 
tral est la vitesse maximum à laquelle l'attraction cesse. 



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Google 



TBATOLATIONS DBS PLANÈTES. 43 

Si le Soleil tournait 220 fois plus vite> la force cen- 
trifuge égalerait la force d'attraction à son équateur; 
au lieu de la forme sphérique, sans aplatissement sen- 
sible aux pôles, qu'il possède en raison de la lenteur 
relative de son mouvement de rotation, Tastre aurait 
progressivement revêtu la forme sphéroïdale, puis la 
forme lenticulaire, et un anneau de son atmosphère 
gazeuse s'échapperait de son équateur pour donner 
naissance à une nouvelle planète. 

n. 

A la distance de Mercure, la pesanteur vers le Soleil 

^ = 688^ = ^'^^9^' 

à la même distance, la force centrifuge déployée par le 
mouvement de Mercure 

w*r = 0,0000000000006881 X 572. 10* = 0,0893. 
A la distance de Vénus, la pesanteur vers le Soleil 

à la même distance, la force centrifuge déployée par le 
mouvement de Vénus 
w*r = 0,00000000000010497 X 107 . 10* =î 0,01 ia5. 

A la distance de la Terre, la pesanteur vers le Soleil 

270 
g = -TT — = o,oo588i; 
** 45910 ' ' 



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44 HAimONIES DU STSràMB DU MOlfDE. 

à la roéme distance, la force centrifuge déployée par le 
mouvement de la Terre 

' ^ ^ 3i558i5o 

= 0,000000199099, 

«)' = 39641, r= 148400000000, 

wV= 0,006882; 

égalités qui nous montrent, sous un nouvel aspect, que 
ces éléments numériques sont solidaires les uns des 
autres, et que si Tun change, tous les autres doivent 
varier. Si la distance de la Terre au Soleil était 3823oooo 
au lieu de 37 que nous admettons aujourd'hui, gQ se- 
rait ayi et non pas 270, et «*rô = ojoo6o. 

Pour Mars. 

Pesanteur vers© = -—-j = 0,00260; 

= 0,0000001 o58. 



Ô9356800 
»' = 0,0000000000000 1 1 1 936, 
• r= 22Q01 3200000, 
Force centrifuge w'r = o,oo253. 

Pour Jupiter. 

270 
Pesanteur vers O = ^-tt» = 0,0002167: 

27r 

= 0,00000001678, 



374ci36327 
ft)' = 0,0000000000000002819, 
r = 771680000000, 
Force centrifuge w*r = 0,000217. 



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tBAPlSLATIOlVS DES PLA2<fîrrES. 4^ 

Pour Saturne. 

Pesanteur vers © = T~-y, = 0,0000648 ; 
aTT 
" = ^5^^6638 ^^^^^^^^^^^^^^^^^ 

r= 1435736, 
Force centrifuge «V = o,oooo653. 

Pour Uranus, 
Pesanteur vers O = 0,0000169; 

" = a65i3568oo = °-°*''^°°'^7, 

' w* = o,ooooooooooooooooo56i7, 

r=z 2849280000000, 
Force centrifuge wV = 0,0000160. 

Pour Neptune, 

Pesanteur vers O = o,ooooo655; 

oi = — = o.ooooooooooiai , 

5194972800 ' 

w' = 0,000000000000000001464, 

r = 44^2000000000, 

Force centrifuge ft)'r= o,ooooo652. 

Les petites différences que Ton remarque entre ces 
chiflfres de la pesanteur et de la force centrifuge pro- 
viennent de ce que, dans ce calcul direct, j'ai pris les 
vitesses moyennes et les distances moyennes qui ne cor- 
respondent pas rigoureusement k cause des variations 
On sait que les lois de Kepler ne sont qu'approchées. 



y Google 



46 HARMONIES DU SYSTÈME DU MONDE. 

Nous pouvons donc également présenter sous une forme 
populaire les deux conclusions capitales qui suivent : 

Les révolutions des planètes s'effectuent à la limite 
où la force centrifuge contre-balance exactement la pe- 
santeur. La force tangentielle de projection n'est rien 
autre chose que la force centrifuge engendrée par le 
mouvement; et la stabilité du système du monde se 
conserve d'elle-même. 

Le temps de la révolution d'une planète ou satellite 
est directement donné par sa distance au corps central. 

Ainsi, connaissant la distance d'une planète au So- 
leil, le temps de sa révolution peut nous être fourni 
par une seule formule. 

Appelons R la distance (en mètres) du centre de la 
planète au centre du Soleil, gQ l'intensité de la pesan- 
teur à la surface du Soleil, et D la distance de La pla- 
nète au Soleil en fonction du demi-diamètre solaire : le 
temps de la révolution de lapllinète, ou son année, est 
donné en secondes par la simple équation 



w'R = 






iA®. 


W ^^ 


Vro' 


a« 


»A-^, 


T~ 


VRD'' 


T = 


air 





Appliquons cette formule à la planète Mercure, par 
exemple, en remplaçant les notations algébriques par 



y Google 



PBSANTBUB ET FORCE CENTRIFUGE. 47 

leur Taleur connue; nous avons 



V/: 



^70 y/o , 0000000000006823 
57a. io»x 6889 
27r 



0,000000826 



= 76055 10. 



L'année de Mercure se compose de 76055 lo se- 
condes) car la translation de cette planète sur son or- 
bite n'est possible qu'à cette condition. 

En appliquant la même formule aux diverses pla- 
nètes de notre système, on retrouve de la même manière 
la durée exacte de leurs années respectives. 

Nous avons de la sorte un moyen fort simple de vé- 
rification des mesures célestes, attendu que les divers 
éléments de Téquation doivent être nécessairement d'ac- 
cord pour satisfaire à l'identité. Ainsi, par exemple, les 
résultats des dernières recherches sur la parallaxe so- 
laire donnent pour sa distance 87 millions de lieues, au 
lieu de 3823oooo adoptés depuis vingt ans. Cette] dis-« 
tance ne peut être vraie qu'à la condition de s'accorder 
avec le volume et la masse du Soleil. Pour déterminer 
l'année de la Terre en secondes par notre formule, il 
faut poser 

277 27r 



rp ^ " ^ 

y i486. 10' X 4590949 Y 687 



270 



1162.10'^ 

27r 



v/o , 00000000396408 I ^ i 0000000 1 99099 
= 3i558i5o secondes, 



y Google 



iB SARHONIfiS DU STSTÈMB DU XONDB. 

nombre de secondes dont se compose l'année terrestre, 
égale à 365,2563744 jours solaires, ou 365^6*9"io^. 

Celte loi générale de l'équilibre des orbites plané- 
taires ne souffre aucune exception, et elle s'applique 
aussi bien aux satellites qu'aux planètes. 

Prenons pour dernier exemple notre satellite. 

t\ ftf 
A la distance de la Lune, g = -^ ^ o",ooa7. 

A la même distance, 

wV = 0,0000000000070755 X 382000000 = o"*,oo27. 

La pesanteur vers la Terre tend à faire tomber la Lune 

de -7 ou i™*",35 par seconde ; mais pendant cette même 

seconde laLune parcourant 1016 mètres (vitesse 2, 19 fois 
plus grande que celle d'un point de Téquateur ) la force 
centrifuge produite par ce mouvement tend précisément 
à l'élever de la même quantité. Tel est le secret de 
l'équilibre de l'orbite lunaire ; tel est le secret de l'har- 
monie générale du système du monde. 
• Supposons un instant que nous ne connaissions pas la 
durée de la révolution de la Lune ; comme cette durée 
est liée à la force centrifuge, et celle-ci égale à la pe- 
santeur, nous pouvons obtenir la durée cherchée par 
notre formule 



s/éo^ \J\ 



384436000X 3628,47 
6,2832 6,2832 



9,8088 

528,4; 

>-= 236o6oo. 



y^o , 000000000007032 ^ » 00000266 
La révolution de la Lune est de 2360600 secondes, 

Digitized by VjOOQ IC 



nSSANTEUB ET FOBGB CBNTBIVUGB. 49 

On voit de la même manière que connaissant la durée 
de la révolution de la Lune on obtient sa distance à la 
Terre par les conditions mêmes de Téquation précé- 
dente. Si, par exemple, ne connaissant pas encore cette 
distance on la supposait de 3o rayons terrestres ou de 
190986000 mètres, nous aurions 

T = ^ = _±2^ ^ 335533 

/0 , 00000000006706 O 7 00000752 

ce qui donnerait pour la révolution de la Lune une 
valeur qui ne serait guère que le tiers de la réalité. 

De la loi générale qui vient d'être révélée résultent 
disectement les rapports des distances et des durées de 
révolution des orbites planétaires. 

Le temps de la révolution de toute planète est égal à 
la racine carrée du cube de la distance y divisée par le 
coefficient solaire, que nous avons trouvé égal à 220. 

Ainsi, par exemple, connaissant la distance de la 
Terre au Soleil, on demande la durée de sa révolution 
annuelle en fonction du jour solaire : 

v/g_ v/58554^ 
'-CO~ 220 =»4>^83, 

14,283 X 25,5 = 365^,256. 

Si nous prenons Mercure pour second exemple, nous 
avons 

C© 220 220 '^^ 

Et encore : 

Le temps de la révolution de toute planète est égal 



y Google 



5o HARMONIES DU SYSTÈME DU MONDE. 

à la racine carrée du cube de la distance de la planète 
au Soleil, divisée par aao, racine carrée de la force 
centrifuge solaire. 

£n examinant la révolution sidérale de la Lune, nous 
constatons, de la môme manière, qu'elle est égale à la 
racine carrée du cube de la distance de la Lune à la 
Terre, divisée par 17, racine carrée de la force centri- 
fuge terrestre : 



17 17 

Le temps de la révolution des satellites est égal à la 
racine carrée du cube de leur distance à leur planète, 
divisée par la racine carrée de la force centrifuge pla- 
nétaire. 



m 



Lo Chapitre précédent nOUs a donné la diminution 
progressive de la pesanteur des planètes vers le Soleil 
et de la force centrifuge engendrée par leur vitesse de 
translation, et nous a permis de tirer de cette égalité 
une formule vériSant chaque année en fonction de la 
distance, et réciproquement. 

Si toutes les planètes étaient placées à la même dis- 
tance du Soleil, elles tomberaient toutes vers Tastre 
avec la môme vitesse sans- distinction de masses. 

À la distance de la Terre, cette chute serait de 3 mil- 
limètres pendant la première seconde ; à la distance de 
Mars, elle serait de i"",3 ; à la distance de Jupiter, de-jV 
de millimètre ; à la distance de Saturne., de 7^ de milli- 



,y Google 



L'ATiâiGTiON SOLAIRE. 5l 

mètre; à la distance d'Uranus, de rfôô ^^ millimètre, 
et à la distance de Neptune cette chute serait ré- 
duite à j^ de millimètre pendant la même unité de 
temps. 

De la distance où elle se trouve, la Terre, arrêtée 
dans sa marche et non soutenue par sa force centri- 
fuge, emploierait 64^6 à atteindre au Soleil; on 
sait que les premiers instants de sa chute s'effectue- 
raient avec une extrême lenteur, mais qu'en raison de 
la progression si rapide de la vitesse de chute, elle 
viendrait frapper le Soleil avec une force de près de 
600000 mètres parcourus pendant la dernière seconde. 

Je trouve, d'après ce qui précède, que le temps qu'une 
planète emploierait à tomber dans le Soleil peut se cal- 
culer en prenant simplement la racine carrée du cube 
de la distance. Ainsi, Saturne étant à une distance de 
9,53S8, et le cube de cette distance étant 864, en mul- 
tipliant 64,6 par la racine carrée de 864 (29i4) [on 
obtient 1900 jours pour le temps que la planète Saturne 
mettrait à tomber dans le Soleil. 

Neptune étant à une distance de 3o, et le cube de 
cette distance étant 27000, en multipliant 64,6 par la 
racine carrée de ce nombre (164,6) on obtient io633 
jours pour le temps que la planète Neptune mettrait à 
tomber dans le Soleil. 

Les racines carrées que nous venons de prendre re- 
présentent en même temps les différences de longueurs 
des années de chaque planète, l'année terrestre étant 
prise pour unité. Ainsi, il suffit de calculer le temps de 
la chute dans le Soleil d'un corps situé à une distance 
quelconque de cet astre, pour trouver par une simple 



y Google 



5tk HAEM0MIB8 DU STSTÈSHB DU MONDB. 

opération la durée de ]a chute de chaque planète sur 
le même centre attractif. Voici cette durée : 

Planète synchrone 4 > ^^ 

Mercure i5,y 

Vénus 39,7 

La Terre 64,6 

Mars 121,5 

Jupiter 767 

Saturne 1900 

Uranus 538o 

Neptune io633 

Ces durées de chute, que j*ai calculées par la formule 



et qui ne diffèrent pas de celles données par Ârago dans 
son Astronomie, montrent à la seule inspection un fait 
bien curieux : c'est qu'en multipliant chacun de ces 
chiffres par un même coefficient (5,654i), on reproduit 
Tannée même de chaque planète. En effet : 

P.s 4,52x5,6541= 25,5 

1? i5,7 x5,654i= 88 

9 39,7 x5,654i= 224,7 

Ô 64,6 x5,654i= 365,256 

(S ^iai,5 x5,654i= 687 

^r '767 x5,654i-= 4334 

\) 1900 X 5,654i = 10743 

if. 538o X 5,654i = 3o4oo 

t io6à3 X 5,654i = 60100 



y Google 



l'attraction solaire. 53 

Ce qui permet de poser la règle suivante : 

Le temps qiâune planète emploierait à tomber dans 
le Soleil n'est autre que son année propre y divisée par 
la constante 5,654i. 

Si ron examine maintenant les nombres que nous 
avons trouvés pour exprimer la décroissance de la pe- 
.santeur vers le Soleil, ainsi que de la force centrifuge; 
si, par exemple, nous comparons le nombre de la Terre 
(o,oo588) au nombre de Jupiter (0,000217) ou au 
nombre de Saturne (o,oooo65), nous consf?itons que le 
rapport du premier au second est de 27, et du premier 
au troisième de 90. Or 27 est le carré de la distance de 
Jupiter, comme 90 est le carré de celle de Saturne. Donc: 

La pesanteur de chaque planète vers le Soleil et sa 
force centrifuge de translation sont égales, et diminuent 
ensemble en raison du carré des distances. 



IV 

En divisant les vitesses (des planètes, par seconde) 
par la pesanteur vers le Soleil, on obtient des nombres 
qui sont entre eux comme les révolutions. 

Ainsi, la Terre fait 3o5oo mètres par seconde, et l'at- 
traction solaire, à sa distance, = o",oo588. Or, 

3o5oo 

F^= 5 186000. 

o,oo588 

La vitesse moyenne de Mercure est de 49 kilomètres 
par seconde, et l'attraction solaire, à sa distance, 



y Google 



54 HARMONfES DU SYSTÈME DU MONDE. 

Jupiter fait i3 kilomètres par seconde, et Tattraction 

solaire, à sa distance, 

. i3ooo ^ « 
= o,ooo2i5 = = 6060000, 

0,0002l5 

la Terre étant i ; or 

6060 

5l86 = "'7- 
Le rapport de la vitesse de translation à la pesanteur 
solaire se présente sous la série suivante : 

mètres 
^ 1244000 
9 3i6iooo 
ô 5 186000 
cT 94o3ooo 
^ 60600000 
l> i5i384ooo 
$ 4i6a5oooo 
'B 85384600O 

et, en réduisant à l'unité terrestre, 

0,24 
0,64 

I 

i', 7 

84, 2 
i64> 6 
Ce qui nous représente encore les années. 



y Google 



AITBAGTION DU SOLBIL SUR LE9 PLAIIÈTES. 55 

On peat même remarquer que, multipliés par 2, ces 
nombres reproduisent presque les mêmes chiffres des 
années relatives. 

Ces résultats nous permettent de formuler une règle 
générale ainsi conçue : 

Les révolutions des corps célestes sont entn elles 
comme le rapport de la vitesse moyenne à l'attraction 
centrale. 

En représentant par K les vitesses, par S Tattraction 
centrale, et par U les révolutions, nous avons toujours 

U= -î avec toutes ses déductions (voir le. tableau). 

La règle est vraie pour les satellites comme pour les 
planètes. Pour la Lune, par exemple, 

K = ioi3, S = 0,0027, -^ = 375000; 

^ est donc i3,4 fois plus petit pour la Lune que pour 

la Terre. Or la révolution de la Lune est précisément 
i3,4 fois plus petite que la révolution de la Terre. 

Connaissant les vitesses et les révolutions, on peut, 
par conséquent, en tirer par la même formule la valeur 
de Tattraction centrale. 

Ainsi, Ton demande quelle est la pesanteur de Mars 
vers le Soleil, sachant que sa vitesse sur son orbite est 
de 24500 mètres, et sa révolution égale à i ,90. 

S = ?4^=i3ooo. 
1,90 

Pour la Terre, 

K = 3û5oo. 



y Google 



56 HARMONIES DU STSrlOfB DU MONDE. 

Or 

i3ooo ,- 

3^5^ = ^»^*- 
Donc 

ScT = Sô X 0,44 = o,oo588 X o,44 ~ 0,00259. 

La valeur de rattraction solaire, à la distance de 
Mars, est de o",oo259. 

Le premier satellite de Jupiter parcourt une orbite 
de 2700000 kilomètres en i52853 secondes, et sa vi- 
tesse est de 17700 mètres par seconde: 

s. |M^ 0,694. 

S 0,694 

If 

■ç = 60600000. 

Le rapport est 2400 fois plus petit pour le satellite 
que pour la planète. 

La révolution du satellite étant de 177, et celle de 
Jupiter de 4332,58, la première est 2400 fois plus pe- 

tite que la seconde ; pour la Terre ^ ~ 5 186000, 

5186000 

= 204, 



Pour Jupiter 



255o5 
365,25 



= 205. 



1,77 

A la distance de Neptune, la pesanteur vers le Soleil 
est si faible, que la tendance de la planète à tomber 
sur l'astre, ou sa chute réelle si elle était arrêtée dans 
son cours, n'est que de 65 dix-millièmes de millimètre 



y Google 



ATTHACnOIf DU SOLBII. 8UB LES PtANÈTES. 57 

pour sa yitesse au bout d'une seconde, ou 326 cent- 
millièmes de millimètre pour son parcours pendant la 
première seconde de chute. 

Une planète postérieure à Neptune serait située, se- 
lon toute probabilité, à la distance de 47, et son an- 
née égale à 438. Gravitant à loooo fois le demi-dia- 
mètre solaire, sa pesanteur vers Tastre serait égale à 

? ou a o"*,oooooa7. 

toooooooo 

 la distance de Fapbélie de la comète de 1680, dont 
la révolution ne demande pas moins de quatre-vingt- 
huit siècles, la pesanteur vers le Soleil est arrivée à 
n'être plusmesurée que par le nombre o"',oooooooo8333. 
La comète ne tomberait vers le Soleil que de 4 16 cent- 
millionièmes de millimètre dans la première seconde de 
chute 1 La force centrifuge engendrée par sa translation 
n'a que cette faible valeur ; aussi la comète ne mar- 
che-t-elle plus qu'en raison de 3 mètres par seconde. 

Une comète périodique mesurée s'éloigne à une plus 
grande distance encore, tout en savant une courbe fer- 
mée; c'est la grande comète de 1744, dont la période 
est évaluée à la longue durée de mille siècles, et dont 
l'aphélie est à 1 33 distances de Neptune. Â cet éloigne- 
ment, la pesanteur vers le Soleil =0", 000000000373. 

En résumé, la vitesse moyenne des corps planétaires 
sur leurs orbites respectives est due à la masse solaire 
centrale. Si le Soleil devenait deux fois plus lourd, les 
planètes vogueraient deux fois plus vite. C'est par la 
vitesse observée des étoiles doubles qu'on a déterminé 
leur masse relativement à celle du Soleil, en comparant 
la vitesse de l'étoile satellite autour de la grande à celle 

3. 



y Google 



58 UABHONIES DU STSTIbMB VU HONDB. 

d'une planète située à la même distance autour de notre 
Soleil. AiDsi^ par exemple, la vitesse de Tétoile satellite 
de la 6i* du Cygne =2663 mètres par seconde; sa 
chute à 1672 millions de lieues = o™, ooooooSSoay ; cette 
attraction ramenée à celle de Mercure vers le Soleil 
(vitesse de Ç = 49 kilomètres) = 0,00686457 ; la chute 

de Mercure - = o,oî>; or — —^ = 2,98; ce qui si- 

gnifie que la masse du Soleil est près Se trois fois plus 
forte que celle des deux composantes de la 61* du Cygne. 
Nous voyons en môme temps que le système planétaire 
entier tourne pour ainsi dire tout d'une pièce sous la 
force solaire, chaque planète se mouvant avec la même 
vitesse relative à sa distance, puisque pour chacune 
d'elles la force centrifuge développée égale sa pesanteur 
vers le Soleil. 

Je pense que la forme nouvelle sous laquelle des re- 
cherches particulières m'ont permis de présenta ainsi 
les éléments constitutifs du système du monde, ser- 
vira, dans l'esprit de mes lecteurs, à une conception de 
ces harmonies, plus simple, plus homogène et plus élé- 
gante, que celle qui résulte des données abruptes et 
isolées dont nous nous servons habituellement. J'ai déjà 
eu la satisfaction de constater, dans mes cours et mes 
conférences, l'avantage de ces combinaisons numériques. 
L'œuvre de la nature est simple en elle-même. Plus nous 
nous rapprochons de cette admirable et profonde sim- 
plicité, plus nous nous rendons capables de sentir et 
d'apprécier exactementcette grande œuvre géoinétrique. 



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TfiANSUTION 

UD 

STSTÉie SOLAIRE DANS L'ESPACE 

ET 

RELATION DU SOLEIL 
AVEC LRS ÉTOILES LES PLUS PROCHE^ 



Digitized by VjOOQ IC 



/ 



y Google 



TRANSLATION 

DO 

SYSTÈME SOLAIRE DANS L'ESPACE 

ET 

RELATION DU SOLEIL 
AVEC LES ÉTOILES LES PLUS PROCHES. 



Pour apprécier le système du monde dans sa valeur 
absolue, il est utile d'étendre notre vue au delà des or- 
bites planétaires ou cométaires les plus lointaines, et de 
considérer notre propre Soleil au point de vue sidéral, 
car déjà nous savons qu'il n'est lui-même qu'une étoile 
située parmi les autres étoiles de l'espace, et que ses 
conditions d'existence, régies par la gravitation uni- 
verselle, appartiennent déjà à l'ensemble du monde si- 
déral. 

Une étude spéciale des mouvements propres du So- 
leil et des étoiles à ce point de vue particulier m'a 
conduit à esquisser quelques remarques fondamentales 
relatives à la translation de notre système. 

On ne peut admettre que le Soleil tombe en ligne 
droite vers un corps, obscur ou lumineux, plus puis- 
sant que lui. Il est vrai que sa chute vers une étoile 
moins éloignée que la plus proche, dont la parallaxe serait 
de I seconde et dont la masse serait égale à la sienne, ne 



y Google 



6a TBANSIATION OU STSTÈMB SOIAIRB 

demanderait pas moins d'un million d'années pour la 
rencontre des deux astres ! C'est la remarque que Wil- 
liam Herschel avait déjà faite à l'égard de Sirius. Mais 
une telle supposition est contraire au prindpe de la 
stabilité de l'univers. Autrement, d'immenses collisions 
s'opéreraient, et depuis Téternité passée, l'univers si- 
déral sei^t détruit. 

Le Soleil circule-t-il comme un satellite autour de 
l'un des soleils les plus rapprochés de nous? On peut 
répondre négativement, en s'appuyant sur ce seul fait 
que les masses de ces astres sont inférieures à la sienne 
propre. 

Sirius seul paraîtrait offrir une supériorité capable 
d'assujettir notre système. Mais Sirius n'est pas situé 
à angle droit avec la trajectoire décrite par la transla- 
tion du Soleil ; il est au contraire derrière nous, dans 
notre mouvement. Donc cette seconde hypothèse doit 
être également éliminée. 

Cependant notre Soleil suit dans l'espace une orbite 
telle, que la force centrifuge engendrée par sa vitesse 
de translation doit être nécessairement égale à l'at- 
traction exercée sur lui par le foyer de son mouve- 
ment. 

La vitesse de translation du Soleil sur son orbite est 
de 60 millions de lieues par année terrestre, ou de 
i65ooo lieues par jour terrestre, ou 7600 mètres par 
seconde. 

C'est une vitesse relativement faible, comparée à 
celle des planètes. Elle est comprise entre celle de Sa- 
turne (9,840) et celle d'Uranus (6,660). 

Comme le jour solaire surpasse le jour terrestre de 



y Google 



BANS l'bspacb. 63 

25,5 fois, il eh résulte que pendant la durée d'une 
de ses rotations le Soleil parcourt une ligne de 
4400000 lieues. 

C'est i3,4 fois son cjiamètre. 

La Terre parcourt 220 fois son diamètre pendant une 
rotation. 

Mars, Soofois. 

Jupiter, 3,3 fois. 

Saturne, 6,7 fois. 

Uranus, i,S fois. 

Pour connaître en quelle région de Tespace peut se 
trouver le centre dont notre Solal subit l'attraction 
lointaine, traçons sur un globe céleste une circonfé- 
rence de grand cercle, en prenant pour pôle le point 
vers lequel se dirige actuellement la tangente de notre 
orbite : M = 259*, D = 34*. Nous aurons de la sorte la 
suite des lieux géométriques du centre autour duquel 
le Soleil peut graviter. 

Cette circonférence coupe la voie lactée sur a Persée 
d'une part, et d'autre part au nord du Centaure. Elle est 
marquée sur son trajet par les étoiles 7 Pégase, p et 7 
Andromède, passe au-dessus de la Chèvre, au-dessus 
de Régulus, auniessous de TÉpi, près de ô et /x du Cen- 
taure. 

A ce premier cercle, l'inspection du ciel nous or- 
donne d'pn adjoindre un nouveau. 

n est en effet extrêmement remarquable que les 
étoiles ne soient pas disséminées désordonnément dans 
l'étendue. Une distribution sur un même cercle des étoiles 
principales me parait évidente, et ne peut être due au 
hasard. En effet, si sur un globe céleste nous traçons 



y Google 



64 TRANSLATION DU STSTftlIB 80LAIRB 

une circonférence de grand cercle passant |>ar Ântarès 
et coupant Téquateur sur .la dix-septième heure, ce 
grand cercle rencontre d'abord a Ophiuchus, passe près 
de /i Hercule, coupe Véga, laisse a du Cygne à droite, 
côtoie le cercle polaire, traverse Cassiopée, prend « 
Persée, puis Aldébaran, traverse Orion, rencontre Ç du 
Grand Chien en laissant Sirius à gauche, passe sur s 
du Navire et sur p du Centaure, en laissant a de la 
Croix du Sud un peu à sa gauche et a du Centaure un 
peu à sa droite. 

Notre Soleil est intercalé dans le plan de cette cou- 
che des étoiles principales, et dans le plan de notre pre- 
mier cercle. 

Le point Persée est très-remarquable, car il donne: 
I** l'intersection des lieux géométriques du centre de 
la translation solaire avec la voie lactée, et a' Tinter- 
section delà couche stellaire avec les deux cercles jpré- 
cédents. 

Cette région si riche en amas d'étoiles ne se pré- 
sente-t-elle pas comme le centre de gravité cherché? 

Pour ma part, je serais porté à l'admettre, mais un 
autre fait réclame notre attention. 

£n menant un plan par le point 0, le centre de la 
sphère, et a Persée, on a très-probablement le plan de 
"orbite du Soleil. Ce plan prend Aldébaran, Rigel, Cano- 
pus, a du Centaure, Antarès, a et ^ Hercule, et fait un 
angle de 3o degrés avec le plan moyen de la voie lactée. 

Nous sommes situés un peu excenlriquement relati- 
vement au plan moyen de la voie lactée, qui ne se pré- 
sente pas à nous comme un cercle parfait; de plus, la 
projection du Soleil sur ce plan moyen n'occupe pas 



y Google 



DANS l'bspàcb. 65 

non plus le milieu du plan de la voie lactée, car nous 
sommes plus éloignés des régions irrésolubles du Sagit- 
taire et de TÂigle que de l'autre extrémité du dia- 
mètre. 

La position du système solaire dans l'espace étant 
ainsi fixée, nous pouvons remarquer maintenant que, 
relativement au plan de notre orbite, Régulus est à no- 
tre zénith et Fomalhaut à notre nadir. Comme Régulus 
est à loo degrés du point 0, la position du Soleil est 
un peu excentrique : à lo degrés de la ligne qui des- 
cend de Régulus à Fomalhaut. 

De même que deux astres importants marquent les 
deux points diamétralement situés au-dessus et au- 
dessous de nous dans l'espace, de même deux étoiles 
marquent presque diamétralement notre gauche et 
notre droite. Ces deux astres sont a du Centaure et 
a Persée. 

Dans ce groupe, dont le Soleil occupe à peu près le 
centre de projection, a du Centaure est incomparable- 
ment plus proche que les trois autres soleils, et plus 
directement lié à notre destinée. 

Enfin, pour terminer cette représentation géomé- 
trique de notre état dans l'univers, j'ajouterai que si, 
après avoir tracé comme nous venons de le faire un 
plan vertical sur la trajectoire, nous considérons la 
trajectoire elle-même et le plan de notre orbite sidé- 
rale, nous voyons que nous avons le point en face 
de nous, et K du Grand Chien derrière. Dans notre trans- 
port au sein de l'étendue, nous laissons derrière notre 
marche les régions où brille Sinus. 

Étant ainsi donnée la gravitation probable d'un cer- 



y Google 



66 TRANSLATION DU SYSTÈME SOLAIRE 

tain nombre d'étoiles dans le plan général de la couche 
stellaire^et sous Finfluence d'un centre d'attraction si- 
tué dans Persée, je remarque maintenant que quelle 
que soit la puissance attractive de ce centre lointain, il 
me paraît d'imaginer que notre Soleil et a du Centaure 
circulent autour de lui sans s'influencer mutuellement 
en raison de leur proximité relative. 

En effet, notre Soleil et a du Centaure sont comme 
isolés au sein d'une immense étendue affranchie d'un 
troisième corps prépondérant. 

Le soleil a du Centaure est très-indépendant. Les 
deux soleils étrangers qui paraîtraient pouvoir exercer 
une influence sur lui sont Sirius et p du Centaure. 
Mais Sirius, étant à 90 degrés de distance angulaire, 
est même plus éloigné de lui que de notre Soleil, et par 
conséquent son action est moindre sur lui que sur nous. 
p du Centaure est 3 fois plus distant de a que notre 
propre Soleil, et à Topposite ; à masse égale, son ac- 
tion serait 9 fois moindre. Comme la masse de notre 
Soleil est 2 fois plus forte que celle de a du Centaure, 
il est donc hautement probable que ces deux astres, 
isolés l'un comme l'autre de leurs congénères, sont liés 
entre eux par la Ibrce gravifique. 

Notre Soleil ne peut d'ailleurs former un pareil sys- 
tème avec l'une quelconque des étoiles les plus pro- 
ches, c&T la tangente de son orbite ne permet pas une 
telle hypothèse. 

Que notre Soleil et a du Centaure forment un sys- 
tème conjugué et se meuvent autour de leur centre 
commun de gravité : c'est une idée que je me permets 
d'émettre, une hypothèse qui me parait satisfaire à 



y Google 



DANS l'espace. 67 

toutes les conditions du problème, sans préjudice d'ail- 
leurs du mouvement général autour de Persée : 

i" Cette étoile est la plus proche de nous ; en re- 
présentant sa distance par lo, celle de la 6i® du Cy- 
gne (la 2©) est représentée par i8, celle de la 3* 
(21258 Lalande) par 35, Sirius par 39,6; 

2° Sa position permet de la considérer comme for- 
mant un angle droit avec la tangente dirigée vers Her- 
cule; 

3"* Elle est située dans le plan de la voie lactée, et 
dans le plan de Torbite du Soleil passant par le point 
et par Persée; 

4* Elle peut être considérée comme appartenant à 
la couche des étoiles principales. 

Si donc nous supposons notre Soleil et le soleil a du 
Centaure reliés entre eux par la gravitation, nous 
pouvons arriver à déterminer leurs mouvements pro- 
bables. 

Remarquons d'abord que a du Centaure est à la dis- 
tance de 7540 rayons de l'orbite de Neptune. 

L'influence qu'il subit de la part du Soleil peut donc 
être évaluée à 

o,ooooo655 o, 00000655 ^ 

,>.,.. = ' .^- = o",ooooooooooooi l52. 

(7540)'* ôbSôiooo ' 

Tdie est la valeur de l'attraction solaire à la distance 
de a du Centaure. 

D'autre part, la masse de cet astre étant évaluée à 
la moitié de celle du Soleil, notre Soleil subit de sa 
part une attraction égale à o"* ,0000000000000576. 

Le centre commun de gravité des deux astres serait 



y Google 



68 TRANSIJITION DU SOLEIL DANS L*ESPACE. 

situé au quart de la distance qui s'éteud du Soleil à 
a du Centaure, c'est-à-dire à 2 trillions de lieues d'ici. 

Uorbite solaire mesurerait par conséquent 4 tril- 
lions de lieues de diamètre, et sa circonférence serait 
de 1^566 milliards de lieues. 

A raison de 60 millions de lieues par an, la révolu- 
tion entière du Soleil demanderait 209440 ans. 

Le Soleil compterait environ 3 millions de ses jours 
dans son année. 

La tangente de notre orbite est actuellement dirîgée 
vers la constellation d'Hercule. 

a du Centaure accomplissant sa révolution dans le 
même temps, et la circonférence de son orbite étant 
3 fois plus longue, sa vitesse angulaire serait 3 fois 
plus grande. 

Or les mesures des mouvements propres indiquent 
7600 mètres par seconde pour la vitesse du Soleil, et 
20000 pour la vitesse minimum de a du Centaure. 

Je ne publie ces derniers résultats que sous un as- 
pect purement hypothétique. Toutefois on peut remar- 
quer qu'ils représentent la valeur minimum des élé- 
ments sidéraux du système solaire, car, quel que soit 
le centre autour duquel gravite le Soleil, il ne peut 
être plus rapproché. 

Supposé dans l'un des amas stellaires du firmament, 
il serait incomparablement plus reculé, et les éléments 
précédents incomparablement plus considérables. 

Dans tous les cas, ce que nous pouvons sûrement 
déterminer dès aujourd'hui sur le rôle stellaire du So- 
leil peut être résumé comme il suit : 

Le système solaire se transporte suivant une direc- 



y Google 



TRANSLATION DU SOLEIL DANS L*ESPACE. 69 

tion qui n'est ni dans son plan ni perpendiculaire à 
son plan, mais oblique à Técliptique et, par consé- 
quent, à réquateur solaire lui-même. 

L'axe de rotation du Soleil fait un angle de 3o de- 
grés avec le plan de l'orbite du Soleil. 

La vitesse de translation du Soleil est de 7600 mè- 
tres par seconde, ou de 4400000 lieues par rotation 
solaire. 

Pendant cette durée, le globe solaire se déplace d'une 
quantité égale à i3,4 fois son diamètre. 

La vitesse de rotation du Soleil est de 2oi3 mètres 
par seconde pour un point situé à l'équateur. Le rap- 
port de cette vitesse à la première est 3,07. 

Cette vitesse étant relativement faible, et le mouve- 
ment propre du Soleil étant également très-faible, on 
peut en conclure que le Soleil ne gravite pas autour 
d'un corps obscur plus lourd que lui ni plus proche 
que a du Centaure. 

Le Soleil est une étoile appartenant à un ensemble 
dont le centre commun de gravité parait être dans la 
constellation de Persée. 

Dans le, plan de cette couche d'étoiles réside, à l'op- 
posite de Persée, le soleil le plus voisin de nous, a du 
Centaure, dont la masse est la moitié de celle de notro 
Soleil, et qui, peut-être, forme avec lui un système 
double gravitant dans le plan général, en une période 
de près de ai 0000 ans. 

CONCLUSIONS. 

£n terminant ces trois sujets distincts de recherches 
astronomioues : la rotation des planètes, les rapports 



y Google 



70 ÉTCDB DU SYSTÈME DU MONDE. 

harmoniques du système solaire et la translation du 
Soleil dans Tespace, nous pouvons réunir dans une syn- 
thèse générale les conclusions qui dérivent de ces con- 
sidérations, naturellement associées par leur solidarité 
mutuelle. 

Ces conclusions forment un ensemble que nous pou- 
vons formuler comme il suit : 

La gravitation régit tous les éléments du système du 
monde. 

Le temps de la rotation des planètes est une fonction 
de leurs densités. 

Le mouvement rotatoire des planètes sur leur axe 
est une application de la gravitation à leurs densités 
respectives. Il est égal au temps de la révolution d'un 
satellite situé à la distance i, mulliplié par un coeffi- 
cient offrant un rapport évident avec la densité rela- 
tive du corps planétaire. 

Ce coefficient de densité relative est, en môme temps, 
pour chaque planète, la racine carrée du rapport de la 
pesanteur à la force centrifuge. 

Pour chaque corps céleste le carré du coefficient de 
rotation est égal au cube de la distance à laquelle serait 
placé un satellite effectuant son cours dans la période 
de rotation do la planète. 

La distance à laquelle graviterait le satellite syn- 
chrone est égale à la racine cubique de la force centri- 
fuge. 

Il résulte de ces rapports que , selon la plus grande 
probabilité) la planète Uranus tourne sur son ax« en 
10* 4o", et la planète Neptune en io*'58"'. 

La distance à laquelle circulerait un monde satellite 



y Google 



SYSTÈME DU MONDE. CONCLUSIONS. 7I 

dans une période égale à la rotation de son monde cen- 
tral est la distance maxinoium, au delà de laquelle rat- 
traction cesse. C'est la limite de toute atmosphère : loi 
vraie pour le Soleil comme pour les planètes. 

Réciproquement, la vitesse j^vec laquelle circulerait 
un mobile satellite à la distance i du centre d'un corps 
céleste est la vitesse maximum, au delà de laquelle l'at- 
traction cesse. 

Les révolutions des planètes s'effectuent à la limite 
où la force centrifuge contre-balance exactement la pe- 
santeur vers le Soleil. 

Ces lois suppriment les forces initiales , de projec- 
tion excentrique et d'impulsion, que l'on imagine ha- 
bituellement pour expliquer la rotation et la translation 
des corps célestes. 

Le temps de la révolution d'une planète ou satellite 
est directement donné par sa distance au corps central, 
en fonction des éléments de ce corps. 

Ce temps est égal, pour toutes les planètes, à la ra- 
cine carrée du cube de la dislance, divisée par le coef- 
Bcient de la rotation du Soleil ; 

Ou encore, à la racine carrée du cube de la distance, 
divisée par la racine carrée de la force centrifuge so- 
laire. 

Il est encore donné, en secondes, par une formule 

de la forme T = 



R.D^ 
Affranchies de la force centrifuge engendrée par leur 
propre translation, les planètes tomberaient dans le 
Soleil en un temps donné par la racine carrée du cube 
de leurs distances. 

Digitized by VjOOQ IC 



72 ' ÉTUDE DU STBTÈMB DU MONDE. 

Ce temps D*èst autre que l'année même de M 
divisée par un coefficient constant pour tout IgJL 

Les révolutions des corps célestes sont enA ~ 
comme le rapport de leur vitesse moyenne s4^ 
orbites à leur pesanteur vers le foyer central. ^ 

L'attraction subie par un corps gravitant autoutov 
masse prépondérante est donnée par la vitesse de 
lation divisée par le temps de la révolution. h^- 

Le Soleil^ entouré de son système, est emporté _ 
l'espace par un mouvement propre, dans lequel 
rapports précédents se manifestent, entre les vital 
de rotation et de translation, le plan de Torbite et^ 
centre de gravité. 

J'ajouterai que j'ai réuni dans un même tableau a» 
nexé à cette thèse les données principales résultant d 
mes calculs. L'inspection de cette série de comparaison 
numériques montre sous un même coup d'œil la solide 
rite des divers éléments constitutifs du système d 
monde, et pourra peut-être être utile aux recherché^ 
laborieuses des esprits qui se plaisent à ce genre d'< 
tudes; il n'est pas douteux que de nombreuses décou 
vertes restent encore à faire, surtout dans les applici 
tions de l'astronomie planétaire à l'astronomie sidérab 

i- 



y Google 



N I>î 





T 


V 


X 


Y 


Z 


Y 
Z 


V.xZ 


ta- 

i 

tes 

le. 


RapP^Hi 

1 


Dépla> 
cemeot 

par 
rotation 

de 
l'aitre 

en 
Henes 
$1000 


Longnenr 

de 
l'orbite 

en 

Ileoes 

$1000000. 


Circonfé- 
rences 
des 
éqnatenrs 
en 
lieues. 


Nombre 

de 
circon- 
férences 

pour 
l'orbite. 


Loogneor 
décrite par 

nn point 
de l'éqnateor 

pendant 
f réToIntion ; 

en Henes 

$lOOb. 




î 












lO 


3,07 




4400 


n 


1087020 


n 


» 


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386- 




iq6o 


III 


3785 


28/,6o 


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So 


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758 


172,6 


9553 


15691 


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66 




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235 


10014 


24^00 


3557.673 


tO 


JOO 


,98 


543 


362 


5407 


72400 


3620 





I 


/fi 


116 


1241 


I 11756 


.T1041 


ii63i34 





I 


,33 


9» 


2287 


95403 


25417 


2349871 





1,5 


,25 


64 


4414 


42259 


108353 


29i78'|0 





i,« 


,18 


55 


6970 


44160 


163722 


5863352 


>tat 


Ion ac ^ 















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DERNIERS TRAVAUX 

DE L'ASTRONOMIE 

1867 ET 1868. 



4 



Digitized by VjOOQ IC 



y Google 



DERNIERS TRAVAUX 

DE L'ASTRONOMIE. 

1867 ET 1868. 



Les deux premières séries de cet Ouvrage, destiné h 
Fenregistrement périodique des découvertes célestes, 
ont présenté le bilan du progrès accompli dans l'Astro- 
nomie pratique pendant ces dernières années. Consta- 
tons ici les faits remarquables qui ont acquis droit de 
cité pendant les années 1867 et 1868, dans l'apanage 
des astronomes contemporains. 

Un événement particulier domine généralement tou» 
les autres dans ces tableaux périodiques. En 1866, nous 
l'avons vu, c'est la théorie cométaire des étoiles filantes 
qui constitue le plus grand pas fait dans Tétude de 
l'univers. En 1868, c'est la découverte de la nature des 
protubérances qui environnent le corps du Soleil, et 
d'une méthode permettant de les observer sans éclipse. 
Le progrès dans la Science se compose d'avancements 
particuliers, faits successivement et périodiquement dans 
les différentes branches de l'étude. 

Nous commencerons donc notre enregistrement de 
l'histoire astronomique contemporaine par l^xposé des 
observations faites sur la grande éclipse totale dd 
Soleil du 18 août 1868, éclipse qui, par sa durée ef 



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76 DERNIERS TRAVAUX DE l'ASTRONOMIE. 

par les circonstances au milieu desquelles elle se pro* 
duisit, peut être considérée comme unique en un 
siècle. 

Pour remonter directement à Torigine même des ex- 
péditions préparées dans le but d'une étude complète 
de ce grand événement astronomique, je reproduirai 
d'abord ici l'article que je publiai le jour même de 
réclipse. Viendront ensuite les résultats des observa- 
tions faites dans les diverses stations occupées par les 
astronomes des différents pays. 



I. 

IJk GRASVDE tCLXPSB TOTAX.S DE SOUBZI. 
BS 1868. — SZP08É BE8 OBSSaVATZONS. 

§^*'. 

i8 août 1868. 

Cest aujourd'hui 18 août que l'une des plus grandes 
éclipses du siècle s'accomplit sur un arc très-important 
de la circonférence de notre globe. Elle a commencé 
à 2" 44" du matin (temps de Paris), dans le lieu dont la 
longitude est 47**4'E.; a été centrale à 5*2a" pour le 
lieu dont la longitude est 100** 18' E., lequel lieu avait 
en cet instant midi sur sa tête; elle s'est terminée à 
8 heures dans le lieu dont la longitude est i47°38'E. 

Si la Lune avait retardé d'une demi-journée seule- 
ment dans sa marche vers le Soleil, nous aurions écorné 
aujourd'hui un lambeau de l'ombre qu'elle trace sur la 



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LA GRANDE ÉCLIPSE DE 1868. 77 

sphère, et nous aurions actuellement une écripse nous- 
mêmes, ce qui eût eu sans doute des conséquences incal- 
culables, puisque le Corps législatif n'aurait pas alloué 
pour Taller voir un crédit de 5o ooo francs, que M. Du- 
ruy n'aurait pas été mis en cause une fois de plus, que 
rAngleterre n'aurait pas envoyé une flotte de savants 
dans THindoustan, etc., etc. 

Nous ne parlerons pas des régions pour lesquelles 
Féclipse n'est que partielle, mais nous signalerons celles 
que traverse la ligne de l'éclipsé centrale. C'est d'abord 
Âden, dans l'Ile Sirah (Asie), puis l'Océan et l'Hindous- 
tao, sur lequel cette ligne pénètre à la hauteur de Ko- 
lapour, un peu au-dessus de Goa. Elle traverse toute 
la contrée de l'ouest à l'est et en ressort près de Masu- 
lipatan. S'étendant alors sur le golfe de Bengale^ elle 
passe au nord des iles Ândaman, traverse la presqu'île 
de Malacca au nord, le golfe de Siam, la pointe de Cam- 
bodge, le nord de Bornéo et des Célèbes, et vient lon- 
ger le sud de la Nouvelle-Guinée. On voit qu'il est très- 
facile de se donner le plaisir d'en suivre la marche sur 
an globe terrestre. 

L'ensemble de la marche de l'éclipsé durera cinq 
heures quinze minutes, la totalité trois heures vingt- 
cinq minutes. Cette grande phase commence à Âden 
à 3" 39" du matin (temps de Paris), et finit à 7** 4", 
dans le détroit de Torrès. C'est 128 degrés, c'est plus 
de 3 000 lieues parcourues en trois heures vingt-cinq 
minutes par la marche de l'ombre lunaire. Nos trains 
express n'ont que la lenteur d'une tortue, comparés à 
la rapidité avec laquelle il nous faudrait voler pour 
suivre cette ombre dans sa translation. Dans le golfe 



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yS DEnNIERS TRAVAUX DE L'ASTRONOMIE. 

de Siam et sur la pointe de Cambodge, la durée de 
l'obscurité totale sera de six minutes quarante-six se- 
condes pour le premier, six minutes quarante secondes 
pour la seconde. 

Il est extrêmement rare d'observer des éclipses d'une 
durée aussi longue que celle-ci. La première, celle de 
la marche du phénomène pour la Terre entière, peut 
aller jusqu'à quatre heures trente minutes le long de 
l'équateur, et jusqu'à trois heures vingt-sept minutes à 
la latitude de Paris. La seconde, celle de l'obscurité 
totale pour un point donné, peut aller jusqu'à sept mi- 
nutes cinquante-huit secondes à l'équateur, et jusqu'à 
six minutes dix secondes à la latitude de Paris. 

La longue durée de l'obscurité totale de l'éclipsé d'au- 
jourd'hui est due à plusieurs causes. La Lune n'est qu'à 
six heures de son périgée (point le plus rapproché de 
la Terre), tandis que le Soleil est dans la région de son 
jlpogée (point le plus éloigné de la Terre). Il résulte 
de cette double situation que la Lune a presque son 
diamètre maximum, et le Soleil presque son diamètre 
minimum. C'est évidemment la meilleure condition pour 
une belle éclipse. De plus, le diamètre apparent de la 
Lune est encore augmenté dans les régions pour les- 
quelles le phénomène se produit vers le zénith, ce qui 
a principalement lieu pour le golfe de Siam et Cam- 
bodge. 

Les astronomes anglais ont choisi pour station d'ob- 
servation le grand triangle du continent indien où 
fleurit l'Hindoustan. Nos compatriotes, que le crédit 
noté plus haut a mis à même de préparer aussi une ex- 
pédition scientifique, se sont établis sur la côte est de 



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LA GAANDE icUPSB DB 1868. 79 

cette même presqu'île de Ma]acca, qui descend de la 
Chine vers Bornéo. Rome a, dans cette circonstance, 
donné la main à Londres et à Paris. Les observateurs 
sont en nombre, munis d'instruments spéciaux, et ani* 
mes d'un zèle infatigable. Puissent-ils être plus heureux 
que leurs prédécesseurs de Texpédition de 1761, qui, 
s'étant rendus à Pondichéry pour observer le passage 
de Vénus sur le Soleil, eurent le plus singulier sort 
qu'un astronome puisse redouter. Ne se souvient- on 
pas, en effet, que l'astronome Le Gentil (car c'était lui, 
et son nom ne le protégea point contre le mauvais ca- 
price de Vénus ], eut la douleur de voir la planète ar* 
river sur le Soleil avant qu'il eût pu débarquer, c'est- 
à-dire en des conditions qui rendaient impossible toute 
observation précise. L'astronome eut alors le courage 
et la persévérance d'attendre là huit longues années 
pour observer le second passage (1769) et de faire les 
plus laborieux préparatifs pour rapporter à l'Académie 
des Sciences d'excellentes observations. Le ciel est tou- 
jours pur là-bas. Hélas l le sort voulut qu'à l'instant du 
phénomène le ciel se couvrit tout juste pour cacher le 
Soleil et s'opposer à l'observation 1 1 

Ne pouvant espérer voir le passage suivant (qui n'aura 
lieu qu'en 1874), il prit le parti de revenir en France 
et faillit périr en mer.... Voilà une expédition peu favo- 
risée du ciel. 

Il serait d'autant plus triste que les observations 
fussent mahquées, que ces grands phénomènes sont 
plus rarement accessibles à l'étude. Pendant le xvii* 
et le XVIII'' siècle, il n'y a eu en tout que neuf 
éclipses totales de Soleil et sept annulaires. Celle de 



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80 DERPnEBS TBAVAirj^ DE l' ASTRONOMIE. 

1724 a été la seule dont Paris ait joui pendant le der- 
nier siècle. Depuis le commencement de celui-ci nous 
avons eu les éclipses totales de 1806, 1842, i85o, i85i, 
i858, 1860, 1861. D*ici au siècle prochain nous n*avons 
plus que celles de 1869 (7 août), 1870 (aa décembre), 
1887 (19 août), 1896 (9 août), 1900 (8 mai); aucune 
ne sera totale pour Paris. L'année prochaine ( 1 869 ) nous 
en aurons deux, Tune annulaire (lo-ii février) pour le 
cap de Bonne-Espérance ; la seconde totale pour le nord 
delà Chine, l'extrême Sibérie et TAmérique du Nord; 
la totalité égalera trois minutes quarante secondes. 
Toutes deux seront invisibles à Paris. 

Aujourd'hui que la science a su assujettir ces événe- 
ments à la loi mathématique, les éclipses n'offrent plus 
à l'homme qu'un sujet d'étude positive, et c'est là sans 
contredit leur meilleur effet. Il n'en était point ainsi 
dans l'antiquité, et même il y a quelques siècles seule- 
ment. Les craintes, les terreurs paniques, étaient les 
compagnes ordinaires de ces phénomènes non prédits. 
Il serait long de rapporter les nombreux exemples que 
l'histoire nous a conservés comme témoignages des su- 
perstitions anciennes. La mort de Nicias comme la dé- 
faite de son armée ne sont-elles pas dues à une éclipse 
totale de Soleil? L'armée d'Alexandre, près d'Arbelles, 
ne futroUe pas terrifiée par le môme phénomène? Com- 
bien de fois n'a-t-on pas vu, dans la longue et obscure 
durée du moyen âge, les annonces d'éclipsé se marier 
à celles de la fin du monde et plonger les populations 
ignorantes dans un indescriptible effroi?... De toutes 
ces scènes si nombreuses, la plus grotesque est encore 
celle du i5 août i564, jour où un curé de campagne, 



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Lk GRAlfDB BCLIPSB DB l86S. 8l 

encombré depuis le commencement de la semaine par 
une multitude toujours croissante qui venait demander 
au tribunal de la pénitence une bonne préparation à 
la mort (annoncée pour le ai, en même temps que 
la destruction de Rome et rÀntechrist), se vit forcé 
de monter en chaire et d'annoncer que, en raison 
de i'affluence des pécheurs, Tédipse était remise à hui- 
taine.... 

Mais si elles ne soulèvent plus les craintes de Tima- 
gination tremblante, les éclipses totales de Soleil ap- 
pellent aujourd'hui plus que jamais Tatteotion de la 
science. Plus on étudie le Soleil, plus on sent qu'on ne 
le connaît pas. Il y a vingt ans, nous nous imaginions 
savoir exactement le mode de production de ses taches 
et de ses phénomènes extérieurs, et posséder une notion 
approfondie de sa nature (noyau, atmosphère, photo- 
sphère). Maintenant il n'en est plus ainsi. En étudiant 
soigneusement ses aspects, nous sommes chaque jour 
conduits à corriger quelques-unes de nos premières 
idées. Chaque observation dérange, pour ainsi dire, 
notre opinion établie et nous invite à la modifier; c'est 
ce qui m'est encore arrivé dernièrement à propos de 
la segmentation d'une immense tache solaire, trois fois 
plas grande que la Terre, et dont j'ai présenté l'obser- 
vation et le dessin à TAcadémie des Sciences. Obser- 
vons! observons! c'est le grand point, surtout dans la 
présente éclipse. L'étude de l'atmosphère probable qui 
doit environner l'astre radieux à une grande distance, 
et dans laquelle se produisent les curieuses protubé- 
rances observées en i84a et en 1860, apportera de nou- 
veaux éléments à la solution de l'important problème 

4. 

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Sa DBRNIEnS TRAVAUX DE L* ASTRONOMIE. 

de l'état du Soleil, — très-important, — car Tavenir de 
la Terre dépend de celui du Soleil. 

Ce n'est qu'aux rares et rapides instants où le disque 
solaire est éclipsé pour nous par le disque lunaire que 
l'on peut étudier cette atmosphère probable, toujours 
invisible. Les expéditions scientifiques envoyées pour 
l'observation de Féclipse d'aujourd'hui ne seront pas 
stériles. Les résultats obtenus seront certainement di- 
gnes des préparatifs. 

§2. 

Ainsi s'exprimait l'étude que j'ai publiée dans le Siècle 
le jour même de l'événement. Les résultats, comme on 
va le voir, n'ont pas trompé l'attente des savants restés 
en France. 

L^observation d'une éclipse totale de Soleil gardera 
dans la science une haute importance tant que nous ne 
connaîtrons pas complètement la nature physique et 
chimique du Soleil. L'éclipsé dont nous nous occupons 
ici se présentait dans des conditions exceptionnelles. 
Sa durée était, en effet, relativement grande, et le phé- 
nomène se prêtait à une observation attentive. Il est 
rare qu'une éclipse se trouve dans ces conditions. Ainsi 
il y aura éclipse totale de Soleil visible à Oran et à Cadix 
en décembre 1870; mais elle durera si peu, que l'obser- 
vateur aura tout au plus le temps de jeter un coup d'œil 
dans ses instruments; et d'ailleurs, en décenabre, le 
Soleil est peu favorable aux observations. Le 18 août, 
l'obscnirilé devait durer, nous l'avons vu, près de sept 
IBinutes» 



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LA GBANDE ÉCLIPSE DE 1868. 83 

Ainsi se trouvaient justifiés les préparatifs dont nous 
avons parlé plus haut, organisés en vue d^une observa- 
tion rigoureuse et attentive de l'écUpse. 

Les observations à faire devaient porter non-seule? 
ment sur le phénomène lui-même, mais surtout sur les 
protsbérances et les régions circumsolaires. On avait 
en vue, 9vant tout, d'arriver à savoir comment est con- 
stitué le Soleil. 

Depuis f 706, et avec une attention plus spéciale de- 
puis 1842, on avait remarqué pendant les éclipses to- 
tales de Soleil, dans le rayonnement doré qui reste tou- 
jours comme une couronne, et adjacentes au contour du 
disque noir de la Lune, des protubérances rouges s'éle- 
vant ici et là comme de gigantesques montagnes, gigan- 
tesques en effet, car pendant Téclipse de 1860 on en a 
mesuré une qui n'avait pas moins de 17860 lieues de 
hauteur. Les unes ont la forme de pics dentelés s'éle- 
vant verticalement à cette prodigieuse élévation; les 
autres sont semblables à des masses énormes couchées 
le long du bord. On en a observé et photographié qui, 
arrivées à une certaine hauteur, se recourbaient pour 
former un coude. Elles apparaissaient au moment où 
s'éclipse le dernier filet lumineux du Soleil, et là même 
où il s'évanouit sous le disque de la Lune. 

Voici, par exemple (fg. i ), la photographie de l'éclipsé 
de 1860 faite en Espagne par le P. Secchi. On y voit un 
grand nombre de protubérances disséminées sur le con- 
tour du disque solaire caché par la Lune. Les plus impor* 
tantes I et K mesurent, la première a8ooo lieues, la 
seconde !à3ooo; A ressemble à un pic, R et G à des 
plateaux. Le trait noir que l'on voit à gauche et à droite 



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84 DBBPnSRS TRAVAUX DE L'ASTaONOMIB. 

de i'éclipse n'est autre que le fil de la lunette. On y re- 
marque aussi que la couronne, quoique irrégulière, est 
plus développée à droite et à gauche qu'en haut et en 




bas, c*est-à-dire dans le plan de l'équateur que suivant la 
ligne des pôles. 

Pendant la même éclipse, le P. Secchi avait égale- 
ment pu observer nettement des protubérances et des 
nuages suspendus dans Tintérieur de la couronne et en 



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LA 6IUNDB ÉCUPSB DE l868. 85 

dessiner la figure suivante, dans laquelle R représente 
une immense fiapiine, et Q une région marquée par 



Ces diverses observations avaient déjà établi que ce 
n'est pas à la Lune qu'appartiennent les protubérances, 
i au Soleil; qu'elles ne peuvent être des montagnes 

B, en raison de leurs formes et de leurs variations, 
d'elles doivent être des nuages ou des vapeurs en 
ension dans une atmosphère immense enveloppant 

eil à la hauteur d'un dixième de son diamètre, et 
rant mesurer jusqu'à 40000 lieues d'élévation. Quel- 

ane& de ces protubérances ont été vues isolées de 
irface et évidemment suspendues* 






IftfNitre les protubérances qui appartiennent sans con- 
. 4JMit au monde solaire lui-même, on remarque ordi- 
aairement encore, au delà de l'auréole et de la gloire 
qui environnent l'astre radieux, d'immenses jets de lu- 
mière, qui doivent être simplement des phénomènes 
optiques, pour l'explication desquels l'atmosphère ter- 
restre et la diffraction des rayons solaires sur la Lune 
qui les intercepte jouent sans doute le plus grand rôle. 
La Commission de l'Observatoire se plaça, comme 
nous l'avons dit, dans la presqu'île de Malacca. L'un 



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86 DEBNIIERS TRAVAUX DE l'ASTRONOUIE. 

des astronomes de cette Commission, M. Rayet, s'oc- 
cupa surtout des protubérances, et remarqua (comme 
M. Janssen, dont il va être question) que leur spectre 
offrait des lignes révélatrices. Le dessin que nous pu- 
blions plus loin est celui de cette Commission; c'est Tun 
des plus complets que Ton ait eus en France, et ses in- 
dications peuvent d*ailleurs servir pour tout ce que nous 
avons à relater dans ce compte rendu. 

Le missionnaire du Bureau des Longitudes, M. Jans- 
sen, se plaça avec les astronomes anglais, et choisit 
pour station la ville de Guntoor (Inde anglaise). 

Les principaux résultats de l'observation d^ l'éclipsé 
consistent dans les analyses spectrales dues à ce labo- 
rieux physicien. Nous présenterons d'abord ici un ré- 
sumé de son Rapport au Bureau des Longitudes. 

« L'éclipsé approchait, et le temps, dit-il, ne semblait 
pas devoir nous favoriser. Il pleuvait depuis longtemps 
sur toute la côte. On considérait ces pluies comme ex- 
ceptionnelles. Bien heureusement, le temps se remit 
peu à peu avant le i8. Le jour de Téclipse, le Soleil 
brilla dès son lever, bien qu'il fût encore dans une cou- 
che de vapeurs ; il s'en dégagea bientôt, et au moment 
où nos lunettes nous signalaient le commencement de 
l'éclipsé, il brillait de tout son éclat. » 

Chacun était à son poste (*). Les observations com- 
mencèrent immédiatement. 

Pendant les premières phases, quelques légères va- 

C) M. Janssen me racontait un jour que les indigènes 
mis à ses ordres pour le servir pendant l'éclipsé se sauvèrent 
tous y juste au moment où elle commença , et allèrent 



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LA GRANDE ÉCLIPSE DE 1868. 87 

peurs» vinrent passer sur le Soleil; elles nuisirent à la 
netteté desjaaesures micrométriques; mais quand le 
moment de la totalité approcha ^ le ciel reprit une pu- 
reté suffisante. 

Cependant la lumière baissait visiblement; les objets 
semblaient éclairés par un clair de Lune. L'instant dé- 
cisif approchait, et on Tattendait avec une certaine 
anxiété : cette anxiété n'était rien aux facultés des obser- 
vateurs, elle les surexcitait plutôt ; et d'ailleurs elle se 
trouvait bien justifiée et par la grandeur du phénomène 
que la nature préparait, et par le sentiment que les 
fruits de longs préparatifs et d'un grand voyage allaient 
dépendre d'une observation de quelques instants. 

Bientôt le disque solaire se trouve réduit à une mince 
faucille lumineuse. On redouble d'attention. Les fentes 
spectrales de l'appareil de 6 pouces sont rigoureuse- 
ment tenues en contact avec la portion du limbe lu- 
naire qui va éteindre les derniers rayons solaires, de 
manière que ces fentes soient amenées par la Lune elle- 
même dans les plus basses régions de l'atmosphère so- 
laire quand les deux disques seront tangents. 

L'obscurité a lieu tout à coup, et les phénomènes 
spectraux changent aussitôt d'une manière bien remar- 
quable. 

Deux spectres formés de cinq ou six lignes très-bril- 
lantes, rouge, jaune, verte, bleue, violette, occupent le 
champ spectral et remplacent l'image prismatique so- 

te hafgner. Un rite de leur religion lenr commande de le 
plonger dans Teau jusqu'au cou pour conjurer Tinfluenoe 
du mauvais esprit. Ils revinrenti quand ce fut finfit,» 



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SS DERNIERS TRAVAUX DE l' ASTRONOMIE. 

laire qui vient de disparaître. Ces spectres, hauts d'en- 
viron I minute, se correspondent raie pour raie; ils 
sont séparés par un espace obscur où ne se distingue 
aucune raie brillante sensible. 

Deux spectres, puis trois, sont visibles. Dans le cher- 
cheur de la lunette, au lieu de voir les raies prisma- 
tiques, on voit les protubérances elles-mêmes, élancées 
au dehors du Soleil. Il y en a trois extrêmement remar- 
quables. L'une, A (fig, 3], mesure 3 minutes de hau- 
teur, c'est-à-dire le dixième du diamètre du Soleil ou 
35ooo lieues : elle rappelle la flamme d'un feu de forge 
sortant avec force et comme poussée par la violence du 
vent. B lui est comparable; G présente l'apparence d*un 
massif de montagnes neigeuses dont la base reposerait 
sur le limbe de la Lune et qui seraient éclairées par un 
Soleil couchant. 

L'examen spécial de ces appendices permit d'établir 
immédiatement : 

1** La nature gazeuse des protubérances (raies spec- 
trales brillantes) ; 

a"" La similitude générale de leur composition chi- 
mique ( spectres se correspondant raie pour raie) ; 

3° Leur espèce chimique (les raies rouge et bleue de 
leur spectre n'étaient autres que les raies G et F du 
spectre solaire caractérisant, comme on sait, le gaz hy- 
drogène). 

a Pendant l'obscurité totale, je fus frappé, ditM. Jans- 
sen, du vif éclat des raies protubérantielles : la pensée 
me vint aussitôt qu'il serait possible de les voir en de- 
hors des éclipses; malheureusement le temps, qui se 
couvrit après le dernier contact, ne me permit de 



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LA GBANDE ÉCLIPSE DE 1868. 89 

rien tenter pendant ce jour-là. Pendant la nuit, la mé- 
thode et ses moyens d'exécution se formulèrent nette- 

Flg. 3. 




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90 deunters teavaux de l'astbonoiue. 

ment dans mon esprit. Le lendemain 19, je fis tout 

disposer pour les nouvelles observations. 

» Le Soleil se leva très-beau; aussitôt qu'il fut dégagé 
des plus basses vapeurs de l'horizon, je commençai à 
Texplorer. Voici comment je procédai. Par le moyen 
du chercheur de ma grande lunette, je plaçai la fente 
du spectroscope sur le bord du disque solaire, dans les 
régions mêmes où la veille j'avais observé les protubé- 
rances lumineuses. Cette fente, placée en partie sur le 
disque solaire et en partie en dehors, donnait, par con- 
séquent, deux spectres, celui du Soleil et celui de la 
région protubérantielle. L'éclat du spectre solaire était 
une grande difficulté ; je la tournai en masquant dans 
le spectre solaire le jaune, le vert et le bleu, les por- 
tions les plus brillantes. Toute mon attention était di- 
rigée sur la ligne Ç, obscure pour le Soleil, brillante 
pour la protubérance, et qui, répondant à une partie 
moins lumineuse du spectre, devait être beaucoup plus 
facilement perceptible. 

» J'étais depuis peu de temps à étudier la région pro- 
tubérantielle du bord occidental, quand j'aperçus tout 
à coup une petite raie rouge, brillante, de i à 2 mi- 
nutes de hauteur, formant le prolongement rigoureux 
de la raie obscure G du spectre solaire. En faisant 
mouvoir la fente du spectroscope de manière à balayer 
méthodiquement la région que j'explorais, cette ligne 
persistait; mais elle se modifiait dans sa longueur et 
dans l'éclat de ses diverses parties, accusant ainsi une 
grande variabilité dans la hauteur et dans le pouvoir 
lumineux des diverses régions de la protubérance. 

» Celte exploration fut recommencée à trois reprises 



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LES PROTUBÉRANCES DU SOLEIL* 9I 

différentes, et toujours la ligne brillante apparut dans 
les mêmes circonstances. 

j>Dans Taprès-midi, je revins encore à la région ôtu 
diée le matin ; les lignes brillantes s'y montrèrent de 
nouveau, mais elles accusaient de grands changements 
dans la distribution de la matière protubérantielle ; les 
lignes se fractionnaient quelquefois en tronçons isolés 
qui ne se réunissaient pas à la ligne principale, malgré 
les déplacements de la fente d'exploration. Ce fait in- 
diquait l'existence de nuages isolés qui s'étaient formés 
depuis le matin. Dans la région de la grande protubé^ 
rance, je trouvai quelques lignes brillantes; mais leur 
longueur et leur distribution accusaient, là aussi, de 
grands changement. » 

Ainsi se trouvait démontrée la possibilité d'observer 
les raies des protubérances en dehors des éclipses^ et 
d'y trouver une méthode pour l'étude de ces corps. 

Ces premières observations montraient déjà que les 
coïncidences des raies C et F étaient bien réelles, et 
dès lors que l'hydrogène formait, en effet, la base de ces 
matières circumsolaires. Elles établissaient, en outre, 
la rapidité des changements que ces corps éprouvent, 
changements qui ne pouvaient être que pressentis pen- 
dant les observations si rapides des éclipses. 

Voici une observation faite le 4 septembre par un 
temps favorable, et qui montre avec quelle rapidité les 
protubérances se déforment et se déplacent. 

A 9^5o™, l'exploration du Soleil indiquait un amas 
de matières protubérantielles dans la partie inférieure 
du disque. Pour en déterminer la figure, M. Janssen se 
servit d'une méthode qu'on pourrait appeler chrono- 



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ga DERNIEES TBAVAUX DB L ASmOIWlIIB. 

métrique, parce que le temps y intervimit comme élé- 
ment de mesure. 

Dans cette méthode, on place la lunette dans une 
position fixe, choisie de manière que, par l'effet du 
mouvement diurne, toutes les parties de la région à ex- 
plorer viennent successivement se placer devant la fente 
du spectroscope. On note alors, pour chaque instant 
déterminé, la longueur et la situation des lignes protu- 
bérantielies qui se produisent successivement. Le temps 
que le disque solaire met à traverser la fente donne la 
valeur de la seconde en minute d'arc. Cette donnée, 
combinée avec la longueur des lignes protubérantielies 
estimées suivant la même unité, fournit les éléments 
d'une représentation graphique de b protubérance. 

Cette observation montra une protubérance s'éten- 
dant sur une longueur d'environ 3o degrés, dont lo de- 
grés à l'orient du diamètre vertical, et 20 degrés à 
l'occident. Vers l'extrémité de la portion occidentale, 
un nuage considérable s'élevait à i ^ minute du globe 
solaire. Ce nuage, long de plus de % minutes, large 
de I minute, s'étendait parallèlement au limbe. Une 
heure après (io^5o"*), un nouveau tracé montra que 
le nuage s'était élevé rapidement, prenant la forme 
globulaire. Mais les mouvements devinrent bientôt plus 
rapides encore, car dix minutes après, c'est-à-dire à 
1 1 heures, le globe s'était énormément allongé dans le 
sens normal au limbe solaire, ou perpendiculaire à la pre- 
mière direction. Un petit amas de matière s'en était dé- 
iàc^é à la partie inférieure, et se trouvait suspendu 
entre le Soleil et le nuage principal. 

Considérée d'abord dans son principe, la nouvelle 



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LBS PnOTUBÉRANCBS DU SOLEIL. 93 

méthode repose sur la différence des propriétés spec- 
trales de la lumière des protubérances et de la photo- 
sphère. La lumière photosphérique, émanée de particules 
solides ou liquides incandescentes, est incomparable- 
ment plus puissante que celle des protubérances, due à 
an rayonnement gazeux : aussi a-t-il été jusqu'ici à peu 
près impossible d'apercevoir les protubérances en dè^ 
hors des éclipses, mais on peut renverser les termes 
de la question en s'adressant à l'analyse spectrale. En 
effet, la lumière solaire se distribue par l'analyse dans 
toute rétendue du spectre, et par là s'affaiblit beaucoup. 
Les protubérances^ au contraire, ne fournissent qu'un 
petit nombre de faisceaux dont l'intensité reste très- 
comparable aux rayons solaires correspondants. C'est 
ainsi que les raies protubérantielles sont perçues très- 
facilement dans un champ spectral, sous le spectre so- 
laire, tandis que les images directes des protubérances 
sont comme écrasées par la lumière éblouissante de la 
photosphère. 

Une circonstance fort heureuse pour la nouvelle mé' 
thode vient s'ajouter à ces données favorables. En effet, 
les raies lumineuses des protubérances correspondent 
à des raies obscures du spectre solaire. D en résulte 
que non-seulement on les aperçoit plus facilement daps 
le champ spectral sur les bords du spectre solaire, 
mais qu'il est même possible de les voir dans l'intérieur 
de ce spectre, et, par conséquent, de suivre la trace 
des protubérances sur le globe solaire même. 

Au point de vue des résultats obtenus pendant la 
courte période où elle a été appliquée, la méthode 
spectro-protubérantielle a permis de constater : 



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94 DEBNIBRS TRAVAUX DB L'aSTRONOMIB. 

I* Que les protubérances lumineuses observées pen- 
dant les éclipses totales appartiennent incontestable- 
ment aux régions circumsolaires; 

ik"* Que ces corps sont formés d'hydrogène incandes- 
cent, et que ce gaz y prédomine, s'il n*en forme la 
composition exclusive ; 

3* Que ces corps circumsolaires sont le siège de mou- 
vements dont aucun phénomène terrestre ne peut donner 
une idée; des amas de matière dont le volume est plu- 
sieurs centaines de fois plus grand que celui de la 
Terre, se déplaçant et changeant complètement de forme 
dans l'espace de quelques minutes. 

Ainsi, la merveilleuse analyse spectrale nous permet 
d'étudier les rayons lumineux descendus d'un astre, et 
de connaître les éléments chimiques principaux qui 
constituent cet astre, quoique des millions ou des mil- 
liards de lieues nous séparent de ces créations lointaines. 

Nous savons aujourd'hui quels sont les métaux, les 
liquides et les gaz qui existent dans le Soleil, dans Si- 
nus, dans Régulus, dans Âldébaran, dans l'étoile po- 
laire, etc. 

Cest par une application de cette méthode, que M. Jans- 
sen a découvert quel est Vêlement qui constitue les pro- 
tubérances solaires : c'est du gaz hydrogène. Cet élément 
s'inscrit lui-môme en lignes visibles dans la lunette 
spectrale, et il en résulte une conséquence merveil- 
leuse : c'est qu'on peut maintenant suivre les protu- 
bérances solaires en tout temps, et sans avoir besoin 
d'éclipsé pour les voir elles-mêmes. 

La réussite de cette ingénieuse méthode est toute 
nouvelle, et due à M. Janssen; mais la méthode elle- 



,y Google 



LES PROTUBÉRANCES 0U SOLEIL. 95 

même a été donnée deux ans auparavant par un astro- 
nome anglais^ M. Norman-Lockyer : dans un Mémoire 
communiqué par lui à la Société Royale de Londres, le 
II octobre 1866, sous ce titre : Observations spectro- 
scopiques du Soleil, il a indiqué la méthode dont il 
s'agit. Il ne s'est pas borné à l'indiquer, il Ta aussi mise 
en pratique, mais sans réussir. 

De telles coïncidences ne sont pas rares dans This* 
toire des sciences. Ici, la part respective des inven- 
teurs ne serait pas difficile à faire. « Mais, comme Ta 
dit M. Faye à TAcadémie, au lieu de chercher à par- 
tager et par conséquent à affaiblir le mérite de la dé- 
couverte, ne vaut-il pas mieux en attribuer indistinc- 
tement Thonneur entier à ces deux hommes de science 
qui ont eu séparément, à plusieurs milliers de lieues de 
distance, le bonheur d'aborder l'intangible et l'invisible 
par la voie la plus étonnante peut-être que le génie de 
rinvention ait jamais conçue? » 

C'est dans les termes suivants que M. Janssen a an- 
noncé sa découverte au Ministre de l'Instruction pu- 
blique : 

« Les puissantes lunettes de près de 3 mètres de 
foyer m'ont permis de suivre l'étude analytique de tous 
les phénomènes de l'éclipsé. Immédiatement après la 
totalité, deux magnifiques protubérances ont a^J^aru : 
l'une d'elles, de plus de 3 minutes de hauteur, bril- 
lait d'une splendeur qu'il est difficile d'imaginer. L'ana- 
lyse de sa lumière m'a immédiatement montré qu'elle 
était formée par une immense colonne gazeuse incan- 
descente, principalement composée de gaz hydrogène. 

» Mais le résultat le plus important de ces observa- 



,y Google 



96 DERNIERS TRAVAUX DB l'ASTRONOMIB. 

jtions est la découverte d'une méthode dont )e principe 
fut conçu pendant l'éclipsé même, et qui permet l'étude 
des protubérances et des régions circumsolaires en tout 
temps, sans qu'il soit nécessaire de recourir à Tinter- 
position d'un corps opaque devant le disque du Soleil. 
Cette méthode est fondée sur les propriétés spectrales 
de la lumière des protubérances, lumière qui se résout 
en un petit nombre de faisceaux très-lumineux corres- 
pondant à des raies obscures du spectre solaire. 

» Dès le lendemain , la méthode fut appliquée avec 
succès, et j'ai pu assiter aux phénomènes présentés par 
une nouvelle éclipse artificielle que j'ai fait durer toute 
la journée. Les protubérances de la veille étaient pro- 
fondément modifiées; il restait à peine quelques traces 
de la grande protubérance, et la distribution de la ma- 
tière gazeuse était tout autre. Depuis ce jour jusqu'au 
4 septembre, j'ai constamment étudié le Soleil à ce 
point de vue. J'ai dressé des cartes des protubérances, 
qui montrent avec quelle rapidité (souvent en quelques 
minutes ) ces immenses masses gazeuses se déforment 
et se déplacent. Enfin, pendant cette période, qui a été 
comme une éclipse de dix-sept jours, j'ai recueilli un 
grand nombre de faits, qui s'offraient comme d'eux- 
mêmes, sur la constitution physique du Soleil. » 

Ainsi nous savions déjà que le Soleil renferme dans 
sa constitution le fer^ la magnésie, la soude, la potasse, 
la chaux, le chrome et le nickel, tandis qu'il ne ren- 
ferme pas d'or, d'argent, de cuivre, de zinc, d'alumi- 
nium, de plomb, de strontiane ni d'antimoine; nous 
savions que c'est une sphère 1 400000 fois plus volumi- 
neuse que la Terre et 35oooo fois plus lourde, et pe- 



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LA 6&ANDE ÉCLIPSB DE 1868. 97 

sant 700 fois plus à elle seule que toutes les planètes * 
ensemble; nous savions encore que ce foyer de notre 
système réside à 38oooooo de lieues d'ici. Aujourd'hui 
nous savons qu'il est enveloppé d'une immense atmo- 
sphère de gaz, et que la zone extrême de son atmosphère, 
située à des milliers de lieues au-dessus de sa surface, 
est composée d'hydrogène s'élevant parfois en flammes 
gigantesques, sous l'action des forces qui travaillent au 
sein de ce monde éblouissant. Lentement, pas à pas, la 
science marche ainsi insensiblement à la plus désirable 
et la plus pure des conquêtes : à la connaissance de la 
nature. 

Les observations précédentes ne sont pas les seules 
qui aient été faites sur cette importante éclipse; il en 
est d'autres qui, tout en étant d'un moindre intérêt as- 
tronomique, sont toutefois dignes d'attention. Parmi les 
documents qui m'ont été communiqués par d'autres 
Commissions, je citerai en particulier ceux du comman- 
dant Rennoldson, faits sur le navire anglais le Rangoon, 
situé dans l'océan Indien, sur la ligne centrale, et ceux 
de la Commission allemande à Aden. 

Les Messageries nationales ont bien voulu me faire 
donner copie des dessins pris pendant l'éclipsé par le ca- 
pitaine de leur paquebot le Labourdonnais, On remarque 
surtout trois protubérances rouges et quatre immenses 
jets lumineux se coupant à angles droits, jets déjà ob- 
servés pendant l'éclipsé du 18 juillet 1860^ et qui ne 
paraissent explicables que par un phénomène d'optique. 

a A mesure que la Lune avançait sur le Soleil, lit-on 
dans le rapport de M. Rapatel, la lumière diminuait 
III. 5 

Digitized by VjOOQ IC 



gS DERNIERS TRAVAUX Dfc ^ 

graduellement, et lorsqu'il ne resta plus qu'un mince 
filet de Soleil, les ombres étaient encore très-pro- 
noncées. Les haubans étaient projetés avec une grande 
netteté sur les tentes comme par un beau clair de Lune. 
Douce lumière ! l'horizon semblait éclairé comme par 
un feu de Bengale vert caché. Enfin, ce dernier filet 
de lumière disparaît ; un cri d'admiration s'échappe de 
toutes les bouches, et nous jouissons pendant près de 
cinq minutes d'un spectacle splendide. Dès que l'éclipsé 
fut totale, tout le monde signala trois étoiles, quoique 
l'atmosphère fût brumeuse. 

» La fin de i'éclipse totale s'annonça par l'apparition 
d'une nappe de lumière d'un violet magnifique^ qui 
dura à peine deux secondes, précédant le disque du 
Soleil, lequel obligea à reprendre les verres colorés. 
Un halo mesurant environ quinze degrés de rayon ap- 
parut au moment du premier contact, disparut à la to- 
talité, et reparut immédiatement après, pour s'éva- 
nouir au dernier contact. 

» Ajoutons encore un mot sur l'effet produit par l'éclipsé 
sur les animaux. Un singe^ les perroquets, les poules, 
les oies montrèrent une véritable frayeur par lears 
mouvements désordonnés et leurs cris ; un chien atta- 
ché sur le pont s'est immédiatement blotti sous un tas 
de foin ; au retour de la lumière des coqs se sont mis 
à chanter comme au point du jour. » 

Un autre observateur de la même Compagnie, M. de 
Créty, a aperçu, à Aden, trois protubérances sur la 
Lune. Nous ne pouvons les expliquer. Seraient-ce des 
volcans précisément placés au bord de l'hémisphère 
invisible du monde lunaire? 



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LA GRANDE ÉCLIPSE DE 1868. 99 

Sur la ligne centrale de Téclipse, le capitaine du na- 
ire anglais le Rangoon^ se dirigeant sur Bombay, a 

Fig. 4- 




îs un dessin (fig. 4) une minute et demie après lo 
immencement de la totalité. Une longue flamme rouge 
esurant environ cinq minutes d*arc est visible à la 
irlie inférieure du disque vers la gauche, et une pro- 
bérance également rouge se voit vers la région supé- 
euro. 



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lOO DEBNIGRS TBÀVAtJX Dfi L*ASTR0.N0MIE. 

Nous traduirons de la description du capitaine un 
passage fort éloquent : « Le globe noir de la Lune se 
détachait du fond lumineux comme un relief singulier. 
Mais le plus beau point du spectacle fut la réapparition 
de la lumière. L'astre radieux laissa soudain percer un 
magnifique mince croissant violet. Quoique cette appa- 
rition fût soudaine, magique, féerique, cependant l'ar- 
rivée du roi du jour, sa victoire sur la nuit, s'accomplit 
avec toute la majesté et la régularité des mouvements 
célestes; c'était une combinaison harmonieuse de grâce, 
d'énergie et de grandeur. » 

L'expédition allemande s'est appliquée à prendre des 
photographies de Téclipse dans ses phases successives. 
Nous voyons par le rapport du docteur Vogel que 
l'image principale de l'éclipsé totale présente, dans la 
région nord-ouest, une suite continue de protubérances. 
De l'autre côté, au nord-est, se trouve une corne bi- 
zarre, mesurant le -^ du diamètre du Soleil, ce qui ne 
fait pas moins de 12000 lieues. Le capitaine Parkins, è 
16 degrés de latitude nord et à 5o de longitude esti 
s'étend dans son rapport sur la clarté de l'éclipsé par- 
tielle. La lumière projetée par le croissant solaire, !arg( 
d'environ -^ de diamètre de l'astre, était d'un aspeci 
sinistre; les vagues de la mer ressemblaient à du ploml 
liquide; une pâleur sépulcrale s'étendait sur la nature 

En résumé, Tensemble de ces expéditions diverses 1 
fourni à la science des documents précieux sur le gran 
problème de la constitution physique du Soleil. 

L'ancienne théorie enseignait que le Soleil était cona 
posé d'un globe central et obscur; qu'au-dessus de c 



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l'atmosphère du soleil. 101 

globe se trouvait une immense atmosphère plus ou 
moins transparente; plus haut encore, on plaçait la 
photosphère, enveloppe gazeuse, lumineuse par elle* 
même, source de l'éclat et de la chaleur du Soleil. 
Lorsque certains points de la photosphère se déchirent, 
disait-on, on peut apercevoir le noyau obscur du Soleil ; 
de là les taches qui se présentent fréquemment. A cette 
constitution si complexe on avait encore ajouté une 
troisième enveloppe formée de l'ensemble des nuages 
roses. 

Aujourd'hui, on pense, au contraire, que le Soleil est 
un corps lumineux par lui-même. Cette théorie, qui 
consiste à considérer le Soleil, pour sa partie lumineuse, 
comme un globe incandescent, recouvert par une petite 
atmosphère gazeuse à laquelle sont dus une partie des 
phénomènes qu'on observe à la surface de l'astre, a été 
établie d'une manière certaine sur les observations de 
Téclipse totale de Soleil qui eut lieu en 1860. Le titre 
de gloire des observateurs de 1868 est d'avoir reconnu 
la nature de cette atmosphère. En parvenant, de plus, 
à observer en tout temps les phénomènes qu'on n'avait 
pu jusque-là constater qu'au moment des éclipses totales 
de Soleil, M. Janssen a rendu à la science un service 
qu'elle ne saurait trop apprécier. 

Déjà des observations antérieures avaient préparé 
cette notion. Lorsqu'on eut observé deux protubérances 
roses, pendant l'éclipsé totale du 8 juillet 184a, on se 
itrouva, suivant l'expression d'Arago, mis sur la trace 
d'une troisième enveloppe située au-dessus de iaphotO" 
tphèrcj et formée de nuages obscurs ou faiblement lU" 
Wneux, mais on ne savait point encore d'où ces nuages 



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lOa DERNIERS TRÀVAITX DE L ASTRONOMIE. 

roses pouvaient provenir. I] parait clair aujourd'hui 
qu'ils émanent accidentellement d'une couche de ma- 
tière qui recouvre toute la surface du Soleil jusqu'à une 
hauteur de 8 à lo secondes, égale à la deuX'K^entième 
partie de l'astre. 

Le rapporteur de Téclipse de 1860 s'exprimait déjà 
comme il suit : 

c L'existence d'une couche de matière rose et en par- 
tie transparente, recouvrant toute la surface du Soleil, 
est un fait constaté par les observations. Certaines par- 
ties de cette couche de matière s'élèvent fréquemment 
au-dessus du niveau habituel, et forment des appendices 
nuageux qui ne sont que des émanations de l'atmosphère 
du Soleil et ont la même couleur qu'elle. Quelle que 
soit la constitution du noyau du Soleil, solide ou liquide, 
la surface et l'intérieur de l'astre doivent être au moins 
aussi tourmentés que la surface et l'intérieur de la Terre, 
et il n'y doit manquer ni de trombes, ni de phénomènes 
électriques, ni de volcans capables de produire les mou- 
vements observés. Ce qui est établi, c'est que les pro- 
tubérances roses isolées ne sont plus qu'un accident 
secondaire d'une couche atmosphérique qui entoure le 
noyau lumineux du Soleil. Cette atmosphère n'a pas 
partout la même épaisseur. La bande observée au mo- 
ment de Témersion était irrégulière et dentelée à sa 
partie supérieure. 

» D'où il suit qu'on ne peut pas continuer à admettre 
que le Soleil soit composé de couches nuageuses et en- 
veloppées dans une photosphère, mais qu'il faut ren- 
verser cette constitution et placer simplement une 
atmosphère au-dessus d'un globe lumineux, comme le 



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l'atmosphère DtJ SOLEIL. Io3 

montre d'ailleurs l-observatîon des éclipses totales. Les 
rayons de Tastre nous arrivent éteints en partie, mais 
beaucoup plus sur les bords qu'au centre. La mesure 
de Textinction nous fera connaître le pouvoir absorbant 
de Tatmosphère. En ne tenant pas compte de rillumi- 
nation qu'éprouvent ses parties, on trouve qu'au centre 
elle arrêterait le tiers des rayons émanés du noyau du 
Soleil. 

* D'un autre côté, il résulte de l'observation des 
nuages solaires, que la matière de l'atmosphère s'accu- 
mule quelquefois en quantités plus considérables sur 
certains points; et comme ]a lumière de la partie cor- 
respondante du Soleil peut se trouver plus ou moins 
éteinte, on arrive à une explication naturelle de l'exis- 
tence des taches à la surface de l'astre. Ces taches offri- 
ront les contours et les aspects les plus variés, et leurs 
formes changeront rapidement, ainsi que l'observation 
le constate, et comme cela doit être dès qu'elles sont 
produites par des nuages... » 

Tels sont les faits que la considération attentive de 
réclipse totale de 1860 avait permis d'établir. Avec des 
moyens nouveaux et plus parfaits d'observation, on les a 
confirmés en 1868, et, de plus, on a fait un pas immense 
en avant. On sait que la petite atmosphère qui entoure 
le globe du Soleil contient dans toutes ses parties de 
l'hydrogène. M. Rayet a même récemment établi devant 
l'Institut qu'une raie jaune se voit sur tout le contour 
du Soleil, et conclût que le gaz incandescent auquel 
elle correspond est, au même titre que l'hydrogène, un 
des éléments constitutifs de l'atmosphère solaire; on 
ne sait pas encore quel est ce gaz, Ha raie jaune dont il 



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I04 DERNIERS TRAVAUX DE L*ASTRONOMIE. 

s'agit ne coïncidant pas avecla raie jaune habituelle du 
sodium. 

On voit que les résultats de la grande éclipse totale 
de Soleil du 18 août 1868 sont un événement digne 
d'attention, non-seulement parce qu'ils nous ont appris 
qu'il y a autour du Soleil une atmosphère d'hydrogène 
donnant naissance aux fameuses protubérances, et que 
par le spectroscope ces protubérances peuvent, comou 
les taches, être désormais observées en tout teinps^ 
mais encore parce qu'ils ont forcé les astronomes à rc 
prendre tout entière la grande question de la physiqu 
solaire, à résumer tous les travaux accomplis depuis ui 
quart de siècle^ et à donner une théorie actuelle repré 
sentant l'ensemble des faits observés. 

L'essentiel de cette théorie est de montrer le Solei 
comme un corps gazeux ou liquide incandescent, envé 
loppé d'une atmosphère vaporeuse, dans laquelle l'hy*^ 
drogène domine. 

Nous avons dit que, grâce à la méthode spectroscoJ 
pique, les protubérances peuvent maintenant être ob-l 
servées tous les jours, tandis qu'il fallait l'interposition 
de .la Lune pour les apercevoir. Depuis i858, nos sa- 
vants correspondants MM. Warren de la Rue à Kiew, 
Lockyer à Londres , le P. Secchi à Rome , et surtout 
le professeur Respighi à Bologne, dessinent sur la cir- 
conférence solaire les protubérances qui s'y montrent. 
Le contour du Soleil est développé sur une ligne droite 
divisée de o à 36o degrés, et les appendices y sont repro- 
duits à leur place et dans leur forme. Yoici [fig. 5 ) l'une 
de ces protubérances observée à Rome par M. Respighi, 
le a6 février 1870, "à 10^0"*. Sa hauteur est de a'3o'. 



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LES PROTUBÉRANCES DU SOLBIL. 



io5 



C'est un immense jet de gaz, aux environs duquel 
d'autres de toutes formes et de toutes dimensions se 
lèvent et retombent constamment dans l'atmosphère 

solaire, 

Fig. 5. 




La constitution physique du Soleil peut actuellement 
être présentée dans la synthèse suivante, par laquelle 
nous résumerons le grand travail spécial fait récemment 
sur ce sujet, par le savant et laborieux directeur de 
l'Observatoire de Rome. 

La surface du Soleil, exprimée en mètres carrés, est 
représentée par le nombre 

6032900000000000000 = 60829 X 10'*. 

5. 



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I06 DERNIERS TRAVAUX DE L^ASTRONOMIE. 

Le volume, exprimé en mètres cubes, est représenté 
par le nombre 

i3g335oooooooooooooooooooooo = 1 39335 X lo". 

La densité de Teau distillée étant prise pour unité, 
celle du Soleil est i, 4^) et son poids, exprimé en kilo- 
grammes, est représenté par le nombre 

M = 1946600000000000000000000000000 
= 19466x10^*, 

on, en nombre rond, deux quintillions de kilogrammes. 

La température du Soleil s'élève à plusieurs millions 
de degrés (vers 10 millions), mais il nous est impossible 
de la déterminer avec précision. 

Cette température est très-probablement le résultat 
de la gravitation; elle aurait été produite par la chute 
de la matière qui constituait la nébuleuse primitive, et 
qui compose actuellement le Soleil et les planètes, 

A cette époque de formation, la température devait- ■ 
être beaucoup plus élevée qu'elle ne Test maintenant : 
le Soleil est donc dans une période de r^roidissement. 1 

Quoique cet astre perde continuellement des quanti- 1 
tés énormes de chaleur, l'abaissement de température 1 
est extrêmement faible, et ne dépasse pas i degré en 
quatre mille ans. Le résultat est dû à l'état de disso- 
ciation dans lequel se trouve la matière sous l'action de 
la chaleur. 

La température du Soleil ne peut pas être absolu- 
ment invariable ; cependant ses variations séculaires sont 
plus faibles que les fluctuations à courte période dont 



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LE SOLEIL. ÏO7 

nous constatons l'existence sans pouvoir les étudier 
d'une manière complète : aussi devons-nous penser que 
notre planète restera habitable pendant une longue suite 
de siècles. 

Il faut conclure de ces faits que le Soleil ne saurait être 
composé d'une masse solide; et même quelle que soit 

Fig. 6. 




rénorme pression qui existe dans cette masse, elle ne 
saurait, à proprement parler, ^e trouver à Tétat liquide: 
nous sommes nécessairement conduits à la regarder 
comme gazeuse malgré son état de condensation extrême. 
Voici l'aspect que présente {fig, 6) dans une bonne lu- 
nette astronomique, munie d'un faible grossissement, 



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I08 DEENIERS TRAVAUX DB L'ASTEONOMIE. 

cette masse incandescente du Soleil. La figure que Toil 
vient de voir est la reproduction exacte d'uno photos 
graphie prise en un centième de seconde par Tapparei] 
spécial de TObservaloire de Rome. 

Dans l'intérieur du globe solaire, l'effet dû à là gra^ 
vitation étant extrêmement considérable, il doit en ré^ 
sut ter un état gazeux bien différent de tout ce que nous 
connaissons sur la Terre. D*un côté une pression énorme 
doit favoriser Taffînité; mais de l'autre, la température 
est tellement élevée, qu'aucune combinaison propre- 
ment dite ne peut subsister, si ce n'est à la surface où 
la radiation peut abaisser la température d'une manière 
suJQQsante. Les différents corps simples peuvent, en effet, 
rester l'un en présence de l'autre sans se combiner, 
malgré leur affinité réciproque : on dit alors qu'ils sont 
dissociés. 

Au delà de la limite apparente du. disque solaire, il 
existe une atmosphère transparente, mais jouissant d'un 
pouvoir absorbant assez considérable pour pouvoir ar- 
rêter une partie des rayons solaires. 

Cette atmosphère n'a pas partout la même hauteur; 
elle atteint son maximum à l'équateur et dans la région 
des taches; elle devient minimum aux pôles. 

Dans cette atmosphère flotte une couche gazeuse dont 
la température est très-élevée et de laquelle s'échappent 
les protubérances. L'hydrogène est le principal élément 
de ces appendices et de la^ couche rosée qu'on observe 
pendant les éclipses. 

Cette couche enveloppe le Soleil de toutes parts, et 
son épaisseur est variable. Elle n'est pas exclusivement 
composée d'hydrogène ; elle contient encore d'autres 



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LE SOLEIL. I0§ 

substances, et en particulier de la vapeur de sodium 
et de magnésium. Des observations délicates y font en- 
core constater la présence de la vapeur d'eau. 

La surface solaire est constamment agitée par des 
tempêtes dont nous n'avons pas d'exemples ici-bas. Les 
marées et les mouvements de son atmosphère sont si 
considérables, qu'ils produisent des vagues gigantesques 
atteignant de 3o à 40000 lieues de hauteur. 

Tels sont les résultats curieux des dernières obser- 
vations et des dernières discussions sur le Soleil. On 
voit que la grande éclipse de 1868 et les travaux qu'elle 
a suggérés ont avancé d'une manière remarquable la 
connaissance de la constitution physique de cet astre 
si important pour nous. 

n. 

IJB8 TACHBS BU SOUOI,. 

§ 1". 
Nombre des taches solaires en 1866, 1867, 1868 et 1869. 

Nos lecteurs savent que les astronomes de la Terre 
ne perdent pas le ciel de vue un seul jour, et que de- 
puis de longues années déjà le Soleil est perpétuelle* 
ment observé, dessiné, photographié. L'étude de ses 
taches, l'enregistrement de leurs variations périodiques, 
commencé il y a quarante ans par M. le conseiller 
Schwabe, de Dessau, auquel s'est joint plus tard de 
son côté le directeur de l'Observatoire de Zurich, 
M. Wolf, est actuellement organisé à l'Observatoire de 
Kew. Voici les résultats de ces dernières années. 



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II<» .DERNIERS TRJiVAUX DB L'ASTRONOMIE, 

1866. 

Observations faites par M, Schwabe, à Dessau, 

Nombres Naméros Joort Jours 

de froapes des d'olwer- sans 

obserrës. . groapM. TStion. tache. 

laimer 5 N®» i à 5 3o o 

FéTrier 7 6 à 1 1 27 i 

Mart 6 ii à 18 a6 o 

ÂTril 5 19 à 23 a8 o 

Mai 3 24 à 26 27 4 

Jaîn 6 27 à S2 3o 3 

Juillet I 33 3i 8 

Août 3 34 à 36 3i 6 

Sfeptembre..., a 37 à 38 3o 14 

Octobre 4 39 à 4^ 3i 5 

NoTembre 2 43 à 44 3o i3 

Décembre.. .1 45 28 23 

Total... 45 "349 "76 
Observations faites par M» Warren de la Rue y à Kew, 

Nombres Naméros Jours Jours 

degroopes - des d'obser* sans 

observés. groupes (*). Tstion. tache. 

Jantier 7 N<»» 725 à 731 11 o 

Fétrier *.. 5 7^2 à 736 12 o 

Mars 5 737 à 741 i3 o 

Avril 5 742 à 746 16 o 

Mai 4 747 à 750 23 5 

Jnin 4 751 fc 7^4 i3 i 

Juillet 3 755 à 757 i3 2 

Août 3 768 à 760 10 o 

Septembre 2 761 à 762 14 7 

Octobre 4 763*766 10 a 

Novembre 3 767*769 i4 5 

Décembre o 4 4 

Total... "45 T53 26 

(*) Les numéros des groupes de la liste de Kew sont la 
eontinnation du Catalogue de MM. de la Rue, Stewart et 
Lœwy, dans leurs Researehes on Solar phjrsics. 



y Google 



LES TACBBS Wf SOLEIL. 



III 



1897. 

Observations faites par M. Schwahe^ à Dessau. 



bseiT? 



Imiier . o 

férricr o 

San 3 

Ivra 1 

«ai a 

Join I 

hillet 7 

Août 3 

Septembre. ... i 

Octobre 3 

NoTembre.... 4 

Décembre 5 

Total... a5 



6 



croQpes. 
• O 
o 
I à 

4 

5 à 
7 
8 à 9 

lO à 13 

i3 
i4 à i6 
17 à 30 
21 à a5 



Joui 

TâtiOB. 

33 
26 
36 
34 

36 

3o 
3i 
3i 
3o 
28 
33 
i5 

3^7 



iomn 



33 
36 
i5 
16 
16 

33 

18 
30 

'7 

i3 

5 

3 

195 



Observations faites par M. Warren de la Bue, à Kew* 



JiDTÎer. . . 
Férrier. . . 

San 

ATril 

lai 

Join 

Jofllet.. .. 

Août , 

Septembre. 
Octobre . . . 
HoTembre.. 
Décembre.. 

Total 



de trooMt 
obserréi- 

O I« 

o 

3 

3 

1 

o 

a 

o 

I 

3 

a 

3 



Komérot 

des 
croop«t. 

O 

O 
770 à 77a 
773 à 774 

775 

o 

776 à 777 

o 

778 

779 k 781 

783 à 783 

784 à 786 



Jonrs 
d'obMr- 



6 
10 
10 

i5 
i3 
i3 

»9 

o 

8 

II 

10 

5 



loun 
•ans 
tache. 

6 

10 

6 
9 
9 
II 

14 

o 
o 
3 

3 

I 



«7 



y Google 



1868. 
Observations faites par M. Schfvabe, à Dessau, 



nam^fM loon Jwn \ 

d* tro*p« des d'obser^ «ans , 

obMrré». froqpM. T«tion. Ucbe. ' 

JaoTier 3 1^** i à a 19 10 | 

Férrier a 3 à 4 3i ^1 

Mmrs 8 5àia 37 

ÀTril 8 i3 à 20 aS 

Mai 7 ai à 37 3i i 

Juin 9 38 à 36 38 3 

Juillet 8 37 à 44 3i 7 ' 

Août 8 45 à 53 3i ' 

Septembre i3 53 à 65 3o i 

Octobre i3 66 à 78 28 

NoTembre.. . . . 11 79 à 89 19 

Décembre la 90 m lOi 11 

ToUl. . 101 3oi 33 
Obserpations faites par il/. Warren de la Rue, à Kenr 

Nombres Namérot Jours loon 

de groupe* da« d'obser- sans 

observes. groupes.. Tttion. Uclie. 

Janvier a N<>» 787 à 788 6 4 

Février. 5 789 à 793 9 a 

Mare 8 794 à 801 la o 

Avril 6 80a à 807 la o 

Mai 5 808 à 813 si 

Juin i5 8i3 à 837 19 3 

Juillet 8- 8a8 à 835 ai 4 

Août 7 836 à 843 16 o 

Septembre i3 843 à 855 i3 o 

Octobre 17 856 à 873 16 

Novembre 8 873 à 880 7 

Décembre..... 21 881 à 901 i3 o 

Total... ii5 164 la 



y Google 



LES TÂCHES DU SOLEIL. Il3 

Un intéressant phénomène a été observé à Kew et à 
Dessau, le 7 mai 1868. La tache principale du n* 807, 
en arrivant au bord du Soleil, a visiblement échancré 
ce bord; ce qui fait incontestablement conclure que 
cette tache était creuse, en forme d'entonnoir. 

1869. 

Observations de M. Warren de la Rue, 



Nomkret 



Mamérof 



Janvier . . . 
FéTrier..., 
Mars. . . . . . 

AtpU 

Mai . 

Juin 

Juillet 

Août 

Septembre 
Octobre. . . 
Novembre. 
Décembre. 



de groupes 
•iMerrés. 


des 
troapti 


iS 


NOS 903 à 


ï7 


917 a 


14 


. 934 à 


i5 


948 à 


18 


963 à 


27 


981 à 


18 


1008 à 


QD 


1026 à 


ai 


io5i à 


>7 


107a à 


i5 


1089 a 


23 


1104 à 



916 

933 

947 
962 
980 

1007 

1025 

io5o 
1071 ' 
1088 
iio3 

1125 



Total. w4 



Jours 
d'obser- 
Tttloo. 

14 
i5 
II 
20 
16 
18 

33 

»9 
21 
18 
II 
II 

196 



leurs 
sans 

ueiie. 

o 
o 
o 
o 
o 
o 
o 



o 
o 
o 
o 



Les nombres de groupes observés à Kew en ces 
<iualre dernières années sont donc : 

1866 45 

1867 17 

1868 ii5 

1869 a24 

Les astronomes de l'Observatoire de Kew, AfM. do 



y Google 



Il4 DBENIEBS TBAYAUX DE L*A9TB<nY0MIB. 

la Rae, Stewart et Lcewy ont réuni et OMaparé tontâ 
les observations de taches solaires faites à Dessau pa 
M. Schwabe. 

En comparant ces observations à celles faites i>ar Cai 
rington et aussi avec les dessins du Soleil pris k TOb 
servatoire de Kew, ils ont constaté que les travaux é 
savant observateur allemand ont été faits avec on soii 
extrêmement remarquable. Ils ont pu, grâce à eux 
mesurer la surface du Soleil occupée par des taches de 
puis i832, et représenter chaque année le nombre e 
les dimensions de ces taches. La courbe tracée d'aprèi 
ces éléments montre d'une manière évidente la varia 
tion décennale dont nous avons déjà parlé ici. 

D*après ces recherches, les maximums et minimumi 
des taches sont arrivés aux époques suivantes : 

Minimum 28 novembre i833. 

Maximum 21 décembre i836. 

Minimum ai septembre 1843. 

Maximum 14 novembre 1847. 

Minimum 21 avril i856. 

Maximum 7 octobre 1859. 

Minimum 14 février 1867. 

On voit facilement par ces dates, ce qui du reste a 
déjà été remarqué, que Tintervalle du minimum au 
maximum est toujours moindre que celui qui s*étend du 
maximum au minimum; les taches mettent plus de temps 
pour diminuer que pour augmenter. La période d'aug- 
mentation est de trois à quatre ans; celle de diminu- 
tion est de huit ans environ. On peut faire à ce propos 



y Google 



LES TACHES DU SOLEIL. — yàMUXtOm. Il5 

la remarque curieuse que la mer met égalemeat plus 
de temps à descendre qu'à monter. 

Les nombres des trois séries (Scbwabe, Kew, Car* 
rington) m(mtrent que la marche du maximum au mi- 
nimam n'est pas simple, mais manifeste un maximum 
secondaire. 

Les astronomes de TObservatoire de Kew ont com« 
paré les variations des taches solaires aux positions des 
planètes, afin de reconnaître les traces de l'action pos- 
sible des planètes sur le Soleil. 

La table suivante montre les résultats obtenus par 
cette comparaison de i83a jusqu'en 1868. 







AUGMENTATION 00 DIMINUTIOil 


DISTANCE ANGULAIRE 
dei Dlanèui 


dans I« noMbN det tacbet. taiTant 
IM potUiont d« 


«•w» ytwuvvw 




Japtter tt Vénot. 


MantlHarcnre 


intre &" et 


3o* 


-h 


88i 


-M 675 


3o 


60 


_ — 


60 


- 139 


60 


90 


— 


45a 


~i665 


y> 


lao 


— 


579 


-a355 


lao 


i5o 


— 


705 


-a3i8 


i5o 


180 


— 


759 


- t6o4 


180 


aïo 


— 


893 


- 481 


aïo 


Mo 


— 


75a 


-H 547 


a4o 


a70 


— 


a63 


H- 43i 


270 


3oo 


-f- 


70 


-+- aa8 


3oo 


33o 


H- 


480 


-h'i3i8 


330 


000 


-+• 


1134 


-f-aa83 



L'inspection de cette Table montre qu'il y a un excès 
dans l'activité solaire, lorsque,, soit Jupiter et Vénus, 



y Google 



1 16 DBttfIBHS TIAYAOX DB l'ASTRONOXIB. 

soit Mars et Mercure sont TOisins l'un de l'autre , e^ 
une diminution dans cette actiTité lorsqu'ils sont à Top^ 
posite l'un de l'autre ou vers 180 degrés. Nous voyons 
aussi que la progression des nombres est assez régulière 
dans chaque cas, et analogue dans chaque colonne. 

§2. 

Taleur numérique de l'influence attractive des planètes 
sur le Soleil. 

Il est intéressant de se demander quelle peut être la 
valeur attractive exacte due à ces positions, quelle in* 
fiuence chaque planète peut avoir sur l'immense et 
lourde masse solaire. 

C'est le travail que vient de faire M. Hœk, dîrecleur 
de l'observatoire d'Utrecht. Ce calcul est extrêmement 
curieux, quoiqu'il ne donne que i centimètre pour la 
marée causée à la surface du Soleil par Jupiter comme 
par Vénus. 

Ce serait un effet d'attraction analogue à celui de la 
Lune et du Soleil sur l'océan et l'atmosphère terrestre, 
a Dans cette recherche théorique, écrit M. Hœk à 
M. Warren de la Rue, mon point de départ a été l'hy- 
pothèse que le Soleil est une masse gazeuse. Je me suis 
dit qu'alors il était nécessaire qu'il y eût à sa surface 
des marées produites par l'attraction des planètes, et je 
me suis demandé si peut-être on y trouverait Texplication 
de la périodicité des taches solaires. » Voici ce travail. 

Les marées dépendant de Jupiter et de Fénus seraient 
les principales. 

Si Ton nomme M la masse d'une planète, a sa dis- 



y Google 



INFLUENCE DES PLANÈTES SUE LE SOLEIL. Il 7 

tance au centre du Soleil, les marées qu'elle produite la 
surface de cet astre seront à très-peu près proportion- 
nelles à la quantité^' 

On trouve ainsi pour Mercure, Vénus, la Terre, 
Mars, Jupiter et Saturne, des nombres proportionnels 
à la, a4, lo, o, 23 et i. Les marées qui dépendent 
de Vénus et de Jupiter sont donc en général prédomi- 
nantes, quoiqu'il ne faille pas oublier que Mercure,63n% 
son périhélie, donne 24 ) dans son aphélie 7. 

Reste à savoir, et c'est le point capital, quelle est la 
hauteur absolue de ces marées. 

On peut appliquer ici la formule (16) donnée par 
M. Roche dans ses Recherches sur les atmosphères des 
comètes [Annales de l'Observatoire de Paris, t. V). ' 

Cette formule donne la relation entre deux rayons 
de l'équateur solaire, dont l'un R', dirigé sur la planète, 
a une longitude héliocen trique \, et dont l'autre R" a 
une longitude ^ h- 90. 

Faisons dans cette formule R*= R'—. f, nous aurons, 
à des quantités du seoMid ordre près, 



§■)•—' r 



et la formule se réduit à celle-ci 
T 3 



5 — a7(T-+-fA)-hafA-^g7J 

où les symboles dénotent : 
t la différence de niveau du flux et du reflux; 



y Google 



il8 DEaNIEBS TBÀVÀUX DB l'àSTBONOXIE. 

R' le rayon de Téquateur solaire; 
T^' m 

T la durée de la révolution sidérale de la planète ; 

/ celle de la rotation du Soleil ; 

m la masse du Soleil ; 

M celle de la planète ; 

a la distance de la planète au centre du Soleil. 

On a donc approximativement : 



Pour Jupiter. 


Pour Vénus. 


^ = lOOO 


fA — 400000 


4333 , ,, 


aaS - 
' 25,5 


5^,-570 


1,=*. . 



d'où 



T = 0~OI 0",OI. 



Autrefois , M* Hœk en avait conclu que Tattraction 
des planètes ne pourrait nullement rendre compte de 
ces révolutions véhémentes qui s'accomplissent à la sur- 
face du Soleil. Aujourd'hui, il n'est plus de cet avis, 
et hésite à se prononcer sur ce point. 

Qu'on -se représente des conditions d'équilibre in- 
stable, et la moindre force suffît à le rompre et à pro* 
duire des phénomènes importants. Dans le cas actuel, il 
n'est pas impossible de se représenter de telles circon- 
stances. Les couches extérieures du Soleil, rayonnant leur 
chaleur dans l'espace, doivent par conséquent devenir 
plus denses» 11 suffit que leur densité surpasse celle des 



y Google 



INPLUBNCB DBS PLANÈTES SUR LB SOLEIL. II9 

couches situées plus près du centre pour avoir Téqui- 
libre instable. Il viendra un moment où elles iront s'en- 
^utir dans l'intérieur du Soleil pour être remplacées 
^r des couches moins denses. 

Il est donc possible que les marées produites par 
les planètes, quelque insignifiantes qu'elles soient, suf- 
ksent à fixer ce moment. « S'il en est ainsi, dit le sa- 
lant astronome, je présume qu'on verrait les taches 
loiaires naître de préférence dans ces parties de la sur- 
face qui ont leur mouvement dirigé vers le centre du 
koleil et qui ont un maximum de vitesse d'oscillation. 

> On trouve sans peine la position de ces parties 
^r rapport à la planète perturbante. 

» Il y a donc un maximum de vitesse près de 
\ = ±. 45*"^ et l'on peut dire que les parties de la sur- 
pce qui possèdent le maximum de vitesse cherché sui- 
^t la planète perturbante en longitude de /t5 degrés 
^ de 225 degrés. 

» Avant de terminer, une seule remarque. La pre* 
Uère formule que je viens d'employer ne donne que 
b résultitts approximatifs; mais, afin de m'assurer du 
kgré d'approximation qu'elle donne, je l'ai appliquée 
i un des cas où son imperfection devrait se faire sentir 
■avantage, savoir au calcul des marées terrestres» 

» En adoptant pour la Lune 

^ = 81, y -(28)', |-, = 6o, 
I trouve 

iib6oooo ' ' 



y Google 



120 DEBNIBBS TBÂVAUt DR L* ASTRONOMIE. 

en adoptant pour le Soleil 

^=35^' V=(365)', f, = a4ooo. 
il vient 

r = -g- = o",24 ou a4 centimètres, 

valeurs qui sont à peu près celles que l'observation 
données dans l'océan PaciGque, tandis que leur rappoi 

ub ' 

8*accorde très-bien avec les observations de Brest, doi 
la discussion a donné a, 35 pour Tinfluence de la Lun 
comparée à celle du Soleil. 

§3. 

Segmentation d'nne tache solaire. 

Le Soleil a présenté, au mois d'avril i868, une re 
crudescence inattendue dans le nombre et surtout danj 
la grandeur de ses taches. Les dessins que je prend] 
chaque jour, pendant la plus grande partie de Tannée 
à mon observatoire du Panthéon^ montrent que, dei 
puis la fin du mois de mars, sa surface a été constami 
ment couverte par un ou plusieurs groupes de tachei 
souvent fort importantes. Les plus remarquables se soni 
présentées aux époques suivantes : 3o mars, 8 avril, 
aa-25 avril, 2y avril, 8 mai, lo-aa mai, a-g juinj 
a4 juin, 5 juillet. 

Nous n'étions pas cependant à une époque de maxi' 



y Google 



SEGMENTATION D*UNE TACHE SOLAIRE. 121 

mum, le dernier maximum s*étant manifesté à la fin 
de 1859, et le dernier minimum au commencement 
de 1867. Nous ne devrions arriver qu'à la fin de 1871 
à l'époque d*un nouveau maximum. Mais le Soleil ou- 
blie peut-être notre réglementation. 

L*un des groupes les plus importants des quatre mois 
mars, avril, mai, juin 1868 a été celui dont l'observa- 
tion a pu suivre la marche du 3o mars au 8 avril; puis, 
après une demi-rotation solaire, du 23 avril au 6 mai. 
Il était formé d'abord d'une tache immense, mesurant, 
à la date du 5 avril, environ 4o secondes (*), pénombre 
comprise, puis d'une seconde tache moins vaste située 
à 3^ minutes de la première, et reliée à celle-ci par un 
nombre considérable de petites taches disséminées 
comme des grains de chapelet. Au nombre d'une soixan- 
taine le 3, ces petites taches étaient réduites de moitié 
le lendemain, et le 5 il ne restait plus que six groupes, 
plus noirs qu'aucun de ceux de l'avant-veille. Deux 
points surtout attiraient l'attention sur la tache princi- 
pale : I* la pénombre y loin d'offrir une teinte homogène, 
était très-distinctement composée d'une multitude de 
flets lumineux, séparés par des lignes ombrées, et di- 
rigés en rayons, comme si l'ensemble de la substance 
lumineuse environnant la tache descendait de toutes 
parts vers Nombre centrale ; 2° on distinguait dans la 
partie occidentale de l'ombre une région notamment 
plus obscure encore. Le 7 avril au soir, allongée en 
raison de sa position sur la sphère et très- rapprochée 

(*) Une seconde angulaire sur la surface solaire repré- 
sente i65 lieues de diamètre ou 82000 lieues corrées de 
»uperûcie. 

III. G 

Digitized by VjOOQ IC 



122 - DERNIERS TRAVAUX DE L ASTRONOMIE. 

du bord solaire, la tache flottait au milieu de vastes fa- 
cilles longitudinales. 

Mais de toute cette période^ la tache dont Texamen 
et la discussion peuvent être le plus utiles à la théorie 
de la phytiique solaire, celle dont les mouvements et les 
allures ont été le plus instructifs, c'est la tache qui, 
apparue le 9 mai au bord oriental du Soleil, a olTertie 
phénomène singulier d'une segmentation incontestable, 
tandis qu'elle arrivait vers le centre du disque, et a dis- 
paru pîir suite de la rotation de l'astre, pendant la nuit 
du 22 au 23 mai. 

L'histoire de la pérégrination de cette tache intéres- 
sera sans doute les astronomes qui se livrent à l'étude 
de la physique solaire. 

Le 10 mai (fig, 7), voisine du bord, elle se compo- 
sait essentiellement d'une ombre centrale entourée 

Fig. 7. 




Le 10. 



d'une pénombre, celle-ci étant sensiblement plus large 
du côté du limbe solaire. La forme générale était allon- 
gée selon les lignes nécessairement déterminées par la 
perspective. Le 1 1 , l'ombre se courbait un peu, tournant 



y Google 



SEGMENTATION D'uNE TACHE SOLAIRE. 123 

en convexité vers l'intérieur du disque solaire; le 12 
(fig- 8), une sorte d'anse se dessinait du côté de la conca- 



Fig. 8. 



Fîg- 9- 





Le i3. 

vile; le i3 (>Sg-. 9), cette anse prenait elle-même la forme 
d'un bec ouvert ; la pénombre était à peu près ronde. 
Le 1 5 mai (fig. 1 o), à côté de l'ombre de la tache apparaît 
une seconde ombre, plus petite, et comme rattachée au 
bec décrit plus haut, moins bien caractérisé que l'avant- 
reille. Or voici le point le plus important. Cette ombre 



Fig.. 10. 



Fîg. II 




Le i5. 



Le 16, à midi. 



iecondaire va devenir le centre et comme le foyer d'une 
ieconde tache, et cetle région se séparera de la tache 
principale, dont elle fait partie intégrante et inséparable 
ei5. 
Que voit-on, en effet, le 16 mai [fig, 1 1], sur cet objet 



y Google 



mé| 



ia4 DERNIERS TRAVAUX IiE L* ASTRONOMIE. 

singulier? La section de la grande tache où s*est fori 
une ombre secondaire se sépare petit à petit, se détacl 
emportant avec elle une partie de la pénombre. Â midi 
elle n*est pas entièrement détachée, mais tient à la tacbJ 
principale par une sorte de charnière. i 

Singulier phénomène! La segmentation ne se conj 
tinue pas : elle s'arrête, et bientôt la partie séparée s< 
trouve de nouveau réunie à la tache ; la pénombre n'^ 
plus de solution de continuité. C'est ce qui a lieu i 
6 heures [fi^. 12). L'observation qui précède, et qui 
nous a montré la segmentation, serait-elle une erreu^ 
d'optique? 

Fig. 12. Fîg. i3. , 





Le 16, à 6 h. du soir. Le 17. 

Non, car le lendemain (^^. i3 ) elle s'est de nouveau 
séparée. Elle reste rattachée par le même point que la 
veille pendant toute cette journée. Mais le 18 au matin 
[fis- '4), elle s'est décidément isolée; dès lors, ce sont 
deux taches ayant chacune son existence propre. L'inter- 
valle qui sépare les deux pénombres est coupé presque 
en ligne droite par la substance blanche de l'astre. 

Ce n'est pas tout. La section s'est définitivement sé- 
parée ; mais elle offre à son tour des variations curieuses. 



y Google 



SEGMENTATION D*UNE TACHE SOLAIRE. 1^5 

Le 19 (fig, i5), deux ombres se distinguent dans son sein 
au lieu d'une. Elle est le siège de mouvements intérieurs 
gigantesques sans-doute, et dont nous n'observons ici 
que de pâles aspects. Cette branche ne s*est séparée 



Fîg. 14. 



Fig. i5 





Le 18. 



Le 19. 



de sa mère que pour en souffrir. Elle est destinée à périr 
bientôt, tandis que le foyer principal continuera de régner 
8ur le disque solaire. Le 20 mai [fig. 16), c'est-à-dire 



Fîg. 16. 



Fig. 17. 





Le 20. 



Le 21. 



deux jours après la séparation, la petite tache s'éloigne 
de plus en plus de la grande, puis se fond dans la sub- 



,y Google 



I^G DERNIERS TRAVAUX DE l' ASTRONOMIE . 

stance lumineuse. Il reste à peine un vestige de la vaste 
segmentation du 18. Ce n'est plus qu'une ombre à peine 
sensible, environnée d'une pénombre légère qui s'éva- 
nouit. 

11 ne restait plus aucune trace le 21 mai (fig, 17) de la 
tache secondaire. La principale demeurait intègre et re- 
vêtait de nouveau la forme allongée due à son éloignement 
sur la sphère ; on continuait de distinguer les filets lu- 
mineux tracés en rayonnement de l'intérieur à l'exté- 
rieur de la pénombre, et qui, dès le 16, au moment de 
la première segmentation, se comportèrent sur l'une et 
l'autre tache comme appartenant à deux centres dis- 
tincts. 

Le 21 mai, la tache approchant du bord reprenait sen- 
siblement un aspect analogue à celui qu'elle avait revêtu 
]e 1 1 . De longues traînées de facules lumineuses flottaient 

Fig. 18. 




Le 3Q* 



autour d'elle. Le 22 ijig, 18), elle se dessinait tout au 
bord, environnée de facqles. Sa longueur était restét] 



y Google 



SEGMENTATION d'UNE TACHE SOLAIRE. I27 

la môme, sa largeur diminuait de plus en plus. A y'^ao'", 
au moment du coucher du Soleil, elle touchait presque 
le bord comme une mince ellipse noircie à son centre. 

On peut suivre exactement l'histoire de celte taclie 
sur les petits dessins qui l'accompagnent. Ils sont ré- 
duits à midi. 

L'étendue moyenne de cette tache a été de 5o se- 
condes, ce qui correspond à un diamètre presque trois 
fois plus grand que celui de la Terre. 

On voit que, si Tobservation a été complète, cela 
est dû à plusieurs circonstances fortuitement réunies : 
d'une part, la segmentation s'est opérée lentement et a 
eu lieu dans la région de la sphère solaire où ]'ob:>er- 
valeur terrestre pouvait la saisir sans déformations; 
d'autre part, l'atmosphère de Paris est restée pure pen- 
dant cette période. 

Un phénomène analogue de segmentation s'est pro- 
duit lentement, et, après une longue hésitation, les 26, 
17, 28 juin suivants, sur une tache qui s'est définitive- 
ment dédoublée le 4 juillet. 

J'avais déjà observé de semblables faits, mais les 
circonstances ne m'avaient pas permis de les constater 
d'une manière déûnitive. Quelles conséquences faut-il 
en tirer sur la mystérieuse nature des taches solaires? 
C'est, je crois, ce que nous ne sommes pas autorisés à 
fiire encure. 

Ces observations ont été faites simultanément à l'aide 
d une lunette astronomique et d'un télescope Foucault. 
Pendant que j'observais à ma lunette, j'ai prié un de 
mes amis, M. Barnout, dont 1 observatoire est dans un 
autre quartier de Paris (place Saint- Georges), de 



y Google 



laS DERNIERS TRAYAUTC DE L*ASTB0NOMIE. 

prendre en même temps les mêmes dessins, afin de les 
confirmer l'un par l'autre. J'ai toujours pensé qu'une 
observation faite simultanément par plusieurs obser- 
vateurs e^t la meilleure condition pour nous mettre en 
garde contre toute erreur d'optique ou d'appré- 
ciation (*). 

Une des taches les plus larges que j'aie observée est 
celle du i5 août 1868, dont j'ai dit alors quelques mots 
dans les journaux et dont plusieurs ont reproduit la 
description sous le titre : Un point noir. 

Cette tache gigantesque se déployait vers le méridien 
central de l'astre lumineux. Elle mesurait i ^ minute, 
c'est-à-dire qu'elle était plus de 5 fois plus large que 
la Terre, C'est une dimension fort respectable, et suf- 
fisante pour être aperçue dans une simple lorgnette de 
spectacle, devant l'oculaire de laquelle il faut avoir 
soin de placer un verre de couleur assez foncé pour 
éteindre l'éclat des rayons lumineux. On peut même 
placer simplement entre l'œil et la lorgnette, contre 
celle-ci, un verre noirci à la fumée. 

On pouvait presque la voir à l'œil nu. Ceux qui 
avaient une lunette à leur disposition ont été récom- 
pensés de la diriger sur le disque de l'astre radieux. 
Ils avaient sous les yeux une image digne du plus haut 
intérêt, composée essentiellement d'une région centrale 
noire, et d'une pénombre de forme elliptique planant 
sur la mer solaire incandescente et agitée. Lorsqu'on 
songe que si la Terre entière passait ainsi à la surface 

(*) Extrait des Comptes rendus des séances de l'Aca- 
démie des Sciences (séance du i3 juillet 1868). 



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LES TACHES DU SOLEIL. 1^9 

du Soleil on ne saurait l'apercevoir à la distance où 
nous sommes de c^et astre, même avec une lunette 
moyenne, on sent mieux que jamais combien la nature 
immense nous surpasse et nous anéantit dans ses phé* 
nomènes ; on éprouve un nouveau bonheur intellectuel 
à s'occuper de ces études si incomparablement supé- 
rieures aux petites choses terrestres. 

Dans leur Mémoire qui a pour titre Recherches sur 
la physique solaire, les savants anglais MM. de la Rue, 
Balfour Stewart et Lœvy exposent qu'il y a une rela- 
tion évidente entre Tactivité solaire et la longitude 
éciiptique des planètes. Leur première conclusion est 
d'établir une connexion entre la manière d'être des ta- 
ches solaires et les lonf;itudes de Vénus et de Jupiter, 

On sait que M. Carrington a donné dans son remar- 
quable ouvrage sur le Soleil un diagramme montrant 
la distribution des taches solaires en latitude héliogra- 
phique. Or, si Vénus et Jupiter ont une induence sur 
l'activité solaire, on peut raisonnablement conjecturer 
que lorsque ces planètes croisent l'équaleur solaire, 
l'activité dont nous parlons doit être plus confinée aux 
régions équatoriales du Soleil, et que lorsque ces pla- 
nètes s'éloignent de l'équateur solaire cette activité doit 
s étendre du côté des deux pôles. 

Les trois observateurs que nous venons de nommer 
ont remarqué dans le diagramme de Carrington la pro- 
babilité d'une action de ce genre due à chacune de ces 
planètes. 

De ces mesures on a pu fournir de nouvelles preuves 
à l'appui de la théorie que la position, le nombre, la 
grandeur des taches dépendent de la position et de 

6. 

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l3o DBBXIERS TRAVAUX DE l'aSTBONOHIB. 

la distance des différentes planètes , mais surtout de 
Vénus et de Jupiter. En poursuivant leurs observations 
méthodiquement, les auteurs ont d*abord constaté que 
M grandeur moyenne d'une tache varie avec la longi- 
tude écli'piique, et ensuite que le même état des choses 
TGviQni périodiquement. On sait que M. Wolf, de Zu- 
rich, raisonnant d'après Texistence de périodes pour 
les taches solaires, admettait une influence probable de 
la part des planètes; M. Wolf parlait du nombre des 
taches. La méthode d'observation des auteurs que nous 
suivons est différente ; ils considèrent non-seulement le 
nombre, mais les phénomènes des taches, leurs gran- 
deurs, leurs positions, et la position des planètes qui 
les influencent. Les auteurs reconnaissaient un retour 
périodique de 19 à 20 mois dans Tétat des taches, 
c'est-à-dire que les taches se comportent de la môme 
manière de 19 à 20 mois; et ce qui doit être noté, 
c'est que le progrès vers le maximum des phénomènes 
est de gauche à droite, non pas de droite à gauche. La 
période de 20 mois permet de déterminer laquelle des 
planètes inférieures exerce le plus d'influence sur les 
taches solaires. C'est évidemment la planète Vénus, 
dont la période synodique est de 583 jours, entre 19 et 
20 mois. On trouve que les positions respectives de 
Jupiter et de Vénus augmentent ou diminuent Teflet 
produit par cette dernière planète. Laissant pour une 
autre fois la théorie de Jupiter à cet é^ard, les auteurs 
arrivent, pour Vénus, à la conclusion que voici : xk 11 
paraît que les taches sont le plus près de l'équateur 
solaire quand la latitude héliocentrique de Vénus est 
= o**, et que les taches sont le plus éloignées de l'équa- 



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LES TACHES ELU SOLEIL. l3l 

leur solaire lorsque la planète Vénus atteint sa latitude 
la plus grande. » 

Comment les planètes influencent-elles la surface du 
Soleil? — La réponse à celte question forme la dernière 
partie du Mémoire de MM. Warren de la Rue, Balfour 
Stewart et Lœwy. Est-il possible qu'une planète aussi 
éloignée que l'est Vénus ou Jupiter puisse exercer sur 
le Soleil une influence aussi considérable que celle à 
laquelle est due la production des taches de vastes di- 
mensions? La chose n'est pas seulement possible, mais" 
fort probable. Il eât constaté que les propriétés d'un 
corps, surtout quand il s'agit de lumière et de chaleur, 
peuvent être influencées par le voisinage d'un grand 
corps. Sur le Soleil, d'après nos auteurs, une telle in- 
fluence doit être considérable à cause de sa température 
élevée, car une barre de fer froide plongée dans un four 
fortement chauifé est plus troublée que si on l'intro- 
duisait dans un four qui n*est guère plus chaud que la 
barre elle-même. Ensuite, l'équivalent mécanique de 
l'énergie manifestée par les taches solaires n'est pas 
plus dérivé de la planète que ne l'est l'énergie d'une 
balle de fusil de la force du doigt qui tire la détente. 
Cependant M. Balfour Stewart se demande s'il n'est pas 
possible que la planète perde, dans ces circonstances, 
une certaine quantité de mouvement. 

L'état moléculaire du Soleil, comme celui de la poudre 
à canon ou de la poudre pulvérisante, paraît être très- 
sensible aux impressions extérieures. De plus, d'après 
les expériences de Cagniard de Latour, nous savons que, 
pour les très-hautes températures et sous de fortes 
pressions, la chaleur latente de vaporisation est très- 



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l3a DEHNIERS TRAVAUX DE l'aSTRONOHTR. 

faible, de sorte qu'un très-petit surcroît de chaleur fe- 
rait prendre l'état gazeux à une grande masse du liquide 
incandescent, et réciproquement. De même une très- 
petite perte de chaleur occasionnerait à la surface du 
Soleil une très-grande condensation. Quoique notre Terre 
ne puisse pas , à cet égard , être aussi sensible que le 
Soleil, les auteurs se demandent si la Lune n'exerce 
pas quelque action semblable à la surface de la Terre. 
L'observation répondrait peut-être affirmativement à 
cette question. 

Notre ancien collègue de TObservatoire de Paris, 
M, Chacornac, qui depuis bien des années avait appelé 
l'attention sur le rapport qui paraît exister entre la pé- 
riode de onze ans des taches solaires et la révolution de 
Jupiter, et avait également cherché l'influence des pla- 
nètes sur le Soleil, admet que les taches sont formées 
par des jets vaporeux lancés de cratères volcaniques de 
la masse solaire. Il a cherché surtout à discerner quelle 
analogie peut exister entre le phénomène de dilatation 
des queues de comètes et celui de l'expansion de cer- 
tains points de l'atmosphère solaire. Voici le résumé de 
ces considérations : 

a Depuis la grande comète de 1811, on sait que les 
noyaux cométaires, en se rapprochant suffisamment du 
Soleil, se dilatent en atmosphères vaporeuses qui s'é- 
tendent, jusqu'à une certaine limite, uniformément au- 
tour du noyau ; puis, passé ces limites, ces vapeurs sont 
obligées, par une force inconnue, à s'écouler en surface 
de niveau, dans le prolongement du rayon vecteur, avec 
une vitesse presque égale à celle de la lumière. 

» En expliquant ce phénomène à Paide des lois phy- 



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LES TACHES DU SOLEIL. l33 

siques , on arrive à ces conséquences : si aucune force 
de répulsion émanant du Soleil ne s'opposait à la dila- 
tation de ces atmosphères, elles s'étendraient en tous 
sens au moins aussi loin du noyau que l'extrémité de la 
queue, puisque la dilatation des gaz dans le vide paraît 
être indéfinie. 

» L'aigrette de la comète de 1 862 se produisait sur 
une étendue quatre fois plus grande que le diamètre 
de la Terre, dans un temps inappréciable, puisque la 
première trace de ce jet vaporeux se montrait faible, 
déliée, mais sur toute son étendue, à Finstant où Ton 
pouvait Tapercevoir. Ce fait indique que la force d'ex- 
pansion des gaz est assez considérable pour produire 
des effets analogues à ceux d'une force de répulsion 
sous rinfluence d'une élévation de température, et l'on 
est conduit à concevoir des phénomènes semblables 
dans la photosphère solaire. 

» En examinant ce qui se passe à la limite de Tat- 
niosphère extérieure, où la force d'expansion l'emporte 
sur l'attraction solaire, on remarque que ce doit être 
un écoulement dans le vide de gaz violemment échauffés 
par la photosphère. La distance de cette atmosphère 
est, du reste, en accord avec la conséquence des agents 
physiques en jeu dans la constitution du Soleil. Ainsi, 
au-dessus de la zone pourprée qui apparaît contiguë à 
la photosphère pendant les éclipses totales, on observe 
qu'il y existe constamment une zone atmosphérique 
Irès-dense réfléchissant une très-vive lumière confon- 
due souvent avec la réapparition du disque de l'astre. 
C'est de la surface de cette atmosphère que partent, en 
divergeant, les rayons de l'auréole solaire, dont la con- 



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' l34 DERNIERS TRÂVÂtJX PB L*ASTRONOHIB. 

figuration accuse certainement une force d'expansion 
des gaz dans les espaces planétaires. 

» Si Ton calcule avec quelle vitesse d'écoulement se 
précipite un gaz quelconque dans le vide, on trouve que, 
sous une simple pression atmosphérique, cette vitesse 
est supérieure à celle d'un boulet de canon pour une 
température zéro, et l'on démontre que cette vitesse 
est dépendante de la densité des gaz, la pression étant 
insignifiante puisque Técoulement est d'autant plus ra- 
pide que la densité est moindre. Si Ton rapproche ces 
considérations de celles que Ton donne sur la limite de 
l'atmosphère des planètes, on verra que, s'il est pos- 
sible qu'à la température des espaces planétaires il y 
ait équilibre entre le poids de la dernière couche et 
l'élasticité de celles qui sont au-dessous, il ne peut en 
être de même pour une atmosphère vaporeuse exposée 
à une température de plusieurs milliers de degrés. Du 
reste, pour qu'une couche limitée pèse, il faut conce- 
voir qu'elle ne puisse plus se dilater dans le vide des 
espaces, c'est-à-dire qu'elle soit plus dense que celle 
placée au-dessous; cette dernière considération a même 
conduit à envisager mathématiquement cette dernière 
couche comme étant cristallisée, pour qu'il soit com- 
préhensible que l'atmosphère terrestre , par exemple , 
soit limitée. Mais à la surface du Soleil cette hypothèse 
ne peut être admissible; du phénomène de réincan- 
descence qui produit la photosphère doit évidemment 
résulter une force d'expansion des vapeurs violemment 
dilatées suivant des lois inconnues. Par d'aussi énormes 
températures, nous ne connaissons pas quel coefficient 
de dilatation ces gaz acquièrent spontanément, mais il 



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LES TACHES BU SOLEIL. l35 

est incontestable que la configuration rayonnée de Tau- 
réole solaire accuse une force de projection dirigée vers 
les espaces célestes en s'élançant comme une innombrable 
quantité d'aigrettes cométaires. 

» 11 est probable que cette force d'expansion dirige 
les queues des comètes à l'opposé du Soleil, et s'étend à 
de grandes distances de l'astre à cause de l'énorme tem- 
pérature et de la faible densité des gaz, malgré la masse 
supérieure du Soleil. » 

En effet, s'il suffit à un noyau cométaire de subir 
une température à peu près égale à celle que reçoit la 
Terre pour émettre des jels gazeux lançant des parti- 
cules cométaires à laooo lieues de distance, les gaz de 
la photosphère soumis à une température bien plus 
élevée doivent être poussés dans le vide par une énorme 
force d'expansion. 

Quant à la formation même des taches etdesfacules, 
l'ancien astronome de Paris pense que, dans la forma- 
tion des taches , les altérations lumineuses des nuages 
de la photosphère ont lieu par le contact de fluide éma- 
nant des couches centrales de l'astre, tandis que dans 
la formation des facules les accroissements lumineux 
proviennent des régions supérieures à la photosphère 
solaire : 

« On pourrait concevoir, par analogie avec ce qui se 
passe dans notre atmosphère, que la formation des 
nuages lumineux est due à la condensation des gaz qui 
forment probablement la majeure partie de l'atmo- 
sphère extérieure du Soleil , condensation qui acquer- 
rait, comme nuage lumineux, son maximum d'éclat dans 
les couches les plus extérieures de la surface resplen- 



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l36 DERNIEBS TRAVAUX DE L*ASTBONOHIB. 

dissante de l'astre. Enfin, le phénomène des taches in- 
diquerait que ces condensations continuent de s'effec- 
tuer jusque dans les profondeurs des cavités, puisque 
ces nuages, continuant à se rapprocher du corps cen- 
tral, montreraient que leur densité va en croissant, mais 
qu'alors ils perdent leur éclat à mesure qu'ils pénètrent 
davantage dans les couches plus profondes. 

» Je retrouve, dans un Mémoire publié récemment 
en Angleterre, la série des faits que j'ai exposés dans 
diverses Notes adressées à l'Académie : 

» i*" La constatation que les nuages de la photosphère 
sont soudés entre eux ; 

» 2** Que, sur aoS groupes de taches observées, j'en 
ai remarqué 190 entourés de facules dont la-bordure de 
la pénombre était principalement entourée par des zones 
concentriques; 

» 3° Que les facules se précipitent dans la cavité des 
taches, s'y engloutissent avec une vitesse de 410 mètres 
par seconde, par un mouvement mécanique indépen- 
dant des phénomènes de cx)ndensation de la matière 
photosphérique; 

9 4*" Que les groupes de taches sont allongés dans le 
sens des parallèles, et que la tache qui précède toutes 
les autres est ordinairement la plus sombre et celle qui 
se rapproche le plus de la forme circulaire; 

» 5*" Que les émissions des gaz qui produisent les 
taches ont lieu par périodes intermittentes, entre les- 
quelles la photosphère tend à se reconstituer par voie 
de condensation de la matière lumineuse; 

» 6° Que la pénombre de la première tache est gé- 
néralement circulaire du côté du premier bord de l'as- 



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LES TACHES DU SOLEIL. 187 

tre, étrôitô et nettement définie, tandis que du côté 
opposé elle s'étend en traînées , en filets déliés ou en 
fissures, le long desquelles sont distribuées les autres 
taches du groupe. 

» En outre , la structure des pénombres récemment 
formées est différente de celle des pénombres rayonnées 
qui paraissent se constituer ainsi par l'effet de la pe- 
santeur, tandis que, lorsqu'elles se forment, elles pré- 
sentent l'apparence d'une écume floconneuse. » 

Dans une lettre plus récente, le même astronome 
nous fait part de nouvelles remarques, que nous croyons 
utile de porter à la connaissance de nos lecteurs : 

« Je prends la liberté, dit-il, de vous renseigner sur 
deux faits nouveaux; l'un est prévu, il est vrai, par ma 
Note autographiée que j'ai eu l'honneur de vous adres- 
ser : il s'agit d'expliquer et de prévoir la cause de l'ap- 
parition du minimum des taches solaires. Je crois avoir 
montré que l'influence attractive de Jupiter dans son 
périhélie suffisait à expliquer les phases de ce curieux 
phénomène. Cette idée d'une perturbation des fluides 
' de l'atmosphère solaire par les attractions planétaires 
date de l'année i856, époque à laquelle je communiquai 
à notre ami M. Liais , que la durée de 1 1 | ans d'un 
retour à deux minima de taches solaires devait être 
rattachée à une relation quelconque avec la révolution 
de Jupiter, la plus grosse masse planétaire, attendu que 
précisément la révolution de cette planète est d'environ 
la ans. Je suis revenu sur cette cause à plusieurs re- 
prises, et lorsque M. Wolff, de l'Observatoire de Zurich, 
eut découvert une relation entre les ascensions droites 
des diverses planètes et le nombre des taches que pré- 



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l38 DBBNIER8 TRAVAUX DE L* ASTRONOMIE. 

sente ]e Soleil, je ne pus obtenir de noire ancien direc- 
teur de rObservatoire de faire insérer mon Mémoire 
dans le Bulletin. Nous avions cependant calculé les 
masses des planètes troublantes, et nous avions vu que 
Vénus fait | de la masse de Jupiter. M. Liais opinait 
pour une force diamagnétique de la planète, je soute- 
nais que c'était une forc« attractive : seulement à cetfe 
•époque je pensais que l'approche de celte grosse masse 
planétaire agit sur le noyau obscur du Soleil , et cause 
le phénomène volcanique qui produit les taches. C e^t 
Texplication de ce phénomène, antérieure à celle de 
M. Warren de la Rue, que je vous ai adressée dans di- 
verses Notes, particulièrement après la publication du 
premier volume de vos Études et Lectures sur V Astro- 
nomie, 

» Je ne crois pas que l'attraction des planètes pro- 
voque, ainsi que le pense le docteur Phipson, un déve- 
loppement de lumière, mais leur action peut établir, 
par les marées atmosphériques qu'elles déterminent, un 
équiUbre de rayonnement que la force cenlrifuge dé- 
truise dans la région équatoriale du Soleil par suite de 
son mouvement de rotation. 

» L'autre fait est le résultat capital qui ressort de Tin- 
vestigation à laquelle je me ^uis livré durant la der- 
nière éclipse de Soleil du 6 mars 1867. Dans mes études 
sélénographiques, j'ai reconnu qu'il y a eu sur la Lune 
un déluge postérieur à la précipitation des Ûuides de 
Tatmosphère lunaire, et par conséquent que les gaz qui 
ont dû faire éruption dans le vide ont produit une 
atmosphère à notre satellite en se répandant autour. 
Cependant, malgré l'étude spectroscopique faite à l'aide 



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LES TACHES DU SOLEIL. iSg 

d'un télescope de 40 centimètres d'ouverture, j'ai acquis 
la certitude que les raies telluriques du spectre ne 
changent pas quand la lumière du Soleil traverse celte 
atmosphère lunaire dans le sens du bord où se trouve 
la plus grande épaisseur par rapport à la Terre. » 

A propos d'hypothèse sur ces points importants de 
la physique de l'univers, nous ajouterons à la commu- 
nication de Tastronome de Villeurbanne un extrait d'une 
lettre de M. André, de Saint-Étienne, nous présentant 
quelques considérations curieuses sur la lumière et la 
chaleur solaires. 

« Passionné pour Tastronomie , nous écrit-il , je me 
suis récemment livré à des recherches relatives à divers 
problèmes , et je viens vous soumettre quelques con- 
jectures sur la constitution physique du Soleil. Je vois 
dans vos ouvrages que l'hypothèse de la fluidité incan- 
descente gagne de plus en plus; j'ai adopté à priori 
cette hypothèse comme étant beaucoup plus simple et 
rendant beaucoup mieux compte de l'immense quantité 
de chaleur et de lumière du Soleil. En effet, l'hypothèse 
de la photosphère et des différentes enveloppes, tout 
en étant très-compliquée et basée sur des propriétés de 
la matière dont rien ne nous offre l'exemple dans ce 
qui nous entoure, ne donne pas une base solide à la 
durée que nous aimons à attribuer à notre étoile. En 
réfléchissant sur ce sujet, j'ai trouvé un raisonnement 
qui me paraît concluant en faveur de l'hypothèse de la 
fluidité : si la Terre est fluide à quelques lieues de sa 
surface, le Soleil doit l'être actuellement, et le sera 
longtemps encore dans sa totalité. En eflet, en admet- 
tant une température initiale égale pour le Soleil et 



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l40 DERNlSnS TE^VAUX HR l'ASTRONOMIE. 

pour la Terre, le Soleil, étant 1400000 fois plus gros 
que notre planète, doit mettre 1900 billions de fois 
plus de temps pour arriver à la température de celle- 
ci, et par conséquent il est fluide pour longtemps en- 
core. 

» Quant à l'explication des taches par les scories, qui 
ne me paraît pas douteuse, ne pourrait-on pas rendre 
compte de la pénombre, en conciliant les deux hypo- 
thèses des scories et des nuages? Ceux-ci se formant 
au-dessus des scories, par suite du refroidissement 
qu'elles produisent, déborderaient naturellement de 
toutes, en formant ainsi la pénombre. L'apparence 
d'excavation tient peut-être à ce que les couches de 
l'atmosphère situées au-dessus des taches, renvoyant 
peu de lumière, ne sont pas visibles, tandis que tout 
autour elles deviendraient un peu lumineuses. » 

A ces différents aspects , l'auteur ajoute son opinion 
sur l'alimenta tion. du Soleil par la chute des corpuscules 
météoriques : 

a Si des corps tombent dans le Soleil, dit-il, c'est 
après avoir parcouru des cercles se resserrant de 
plus en plus et dont le dernier se confond avec Té- 
quateur de l'astre. Or, arrivés là, les corps, suivant 
le mouvement de rotation du Soleil, ne perdent pas 
leur mouvement et, par suite, ne le transforment pas 
en chaleur. Au surplus, il tombe aussi des corpuscules 
à la surface de la Terre : produisent-ils cette chaleur 
qu'on leur attribue? Il ne semble pas. (On ne peut 
contester néanmoins que la chute des aérolithes ne dé- 
veloppe une certaine somme de chaleur.) En admettant 
la fluidité ignée du Soleil, on n'est pas obligé d'avoir 



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LES TACHES DU SOLEIL. l4l 

recours à toutes ces petites hypothèses pour expliquer 
sa chaleur. » 

En terminant sa lettre , M. André nous assure qu'il 
viendra un jour où la surface du Soleil se solidifiera 
comme celle de la Terre, et que, sans doute, toutes les 
étoiles subiront le même sort, plus ou moins vite, selon 
leur grosseur. Il y aurait alors une nuit universelle, ou 
bien tous ces corps, réduits de nouveau en vapeurs, 
recommenceraient à se condenser et à former d'autres 
planètes et d'autres Soleils l 

Ceci devant se passer dans un lointain bien nébu- 
leux, nous ne permettrons pas à nos esprits de s'égarer 
jusque-là. 

Un dernier mot sur l'observation du Soleil. 

Nos lecteurs savent que notre regretté Léon Foucault 
avait imaginé un nouveau procédé pour affaiblir les 
rayons du Soleil au foyer des lunettes. Ce procédé con- 
siste à argenter d'une mince couche la surface exté- 
rieure de l'objectif. Il n'y a rien de changé aux ocu- 
laires, et le micromètre reste en place avec les fils. 
Par ce moyen fort simple (mais qui sacrifie momenta- 
nément les lunettes aux seules observations solaires), 
rinsti'ument est protégé contre l'ardeur des rayons, 
qui vont presque totalement se réfléchir vers le ciel, 
tandis qu'une faible partie de lumière bleuâtre traverse 
la couche de métal , se réfracte à la manière ordinaire, 
et va former au foyer une image calme et pure , que 
l'on peut observer sans danger pour la vue. L'ob'serva- 
teur n'est plus exposé à voir (comme cela nous est 
arrivé plusieurs fois] le verre échauffé de l'oculaire se 



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14^ DERNIERS TRAVAUX DE L*ASTR0X0H1E. 

briser soudain, et exposer l'œil à l'action directe des 
rayons solaires. 

Il était intéressant de constater si Texpérience, ré- 
pétée sur un grand instrument, donnerait les résultais 
que semblait promettre un premier essai. C'est ce qui 
a été fait avec un soin attentif. 

L'Observatoire possède un équatorial dont la lunette 
admet un objectif de 25 centimètres. D'un autre côté, 
M. Secretan a également en chantier un objectif du 
même diamètre, qui, sans être complètement terminé, 
est déjà arrivé à un certain degré de perfection. C'était 
une excellente occasion pour faire un second essai sans 
entraver le courant des observations. La surface exté- 
rieure du crown a été argentée sous l'épaisseur vou- 
lue, et, mettant le Soleil à l'épreuve, on a pu constater 
que son image est débarrassée de presque toule la 
chaleur et de l'excès de lumière qui en rendaient l'ob- 
servation difficile et dangereuse. L'interposition de la 
couche d'argent ne paraît aucunement altérer les pro- 
priétés optiques de l'objectif; elle diminue seulement 
l'intensité de la lumière transmise, sans troubler la 
marche des rayons , et sans produire de diffusion sen- 
sible. On a pu appliquer un grossissement de 3oo. On 
distingue alors dans les taches solaires ces nombreux 
détails qui ont été décrits et figurés par les observa- 
teurs les plus expérimentés. La surface entière de l'astre 
se montre parsemée d'un pointillé irrégulier, dont les 
éléments peuvent se classer en différentes grandeurs 
et se groupent en constellations diversement configu- 
rées. Â mesure que l'image s'améliore, on échappe à 
l'illusion d'une structure régulière, comme celle qui ré- 



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LKS TACHES DU SOLEIL. l43 

aillerait de raggloméralion d'éléments identiques juxta- 
posés ou enchevêtrés les uns avec les autres. Il y a de 
ees instants de netteté fugitive qui amènent la résolu* 
tion des parties ombrées , et qui font souhaiter de re- 
courir à l'emploi d'instruments de plus en plus puis- 
sants. 

Tous les éléments du spectre visible figurent, à peu 
de chose près, dans la lumière transmise ; on peut comp- 
ter qu'aucun détail de coloration ne passera inaperçu. 

La découverte de Foucault nous permettra peut-être 
enfin de sonder cet astre à la fois si brillant et si mys- 
térieux. Nous avouons cependant que si l'objectif ar- 
genté sauvegarde la rétine des astronomes , il jette un 
véritable voile à la face de Tastre observé. Ces deux 
caractères sont inévitablement opposés. Si le Soleil est 
puissant, les successeurs de l'ingénieux physicien s'ef- 
forceront de l'être assez pour amener la couche d'argent 
au juste milieu où la transparence et l'efficacité se don- 
neront la main. 



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l44 DERNIERS TRAVAUX DE l'ASTROXOMIE. 

m 

OOMJOlVCTZOMr DES PUkSliETES mESLCOniB, 
VÉNUS BT JUPITER E3V FÉVRIER 1868. 

Pendant les dernières semaines de janvier 1868, on 
remarquait deux brillantes étoiles étincelant dans le ciel 
occidental après le coucher du Soleil. Ces deuz astres 
éclatants se sont successivement rapprochés presque au 
point de paraître se toucher en réunissant leur rayon- 
nante lumière ; puis ils se sont séparés avec lenteur, et 
pendant les premiers soirs de février se sont éloignés 
à vue d'œil l'un de l'autre, avec une vitesse de plus en 
plus grande. Radieux comme des étoiles de première 
grandeur^ ces deux astres n'étaient pourtant pas, à parier 
exactement, des étoiles. C'étaient deux planètes, deux 
mondes sans lumière propre, reflétant celle qu'ils, re- 
çoivent du Soleil, appartenant au système solaire, dont 
la Terre est l'un des mondes les plus modestes, et qui, 
dans leur parcours à travers l'espace, sont venus se 
rencontrer fortuitement sur une même ligne visuelle. 
Les mouvements particuliers qui emportent chacune 
des planètes se dessinent sur la voûte céleste, aux yeux 
' de l'habitant de la Terre, suivant des courbes variées, 
résultant des perspectives changeantes que forme la 
combinaison du mouvement annuel de la Terre avec 
chacun d'eux. Il en résulte par conséquent que les posi- 
tions relatives des planètes entre elles ne restent jamais 
les mêmes. Parfois il arrive que deux d'entre elles 
viennent, en raison de leur vitesse différente, se projeter 



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CONJONCTION DE JUPITER ET DE VÉNUS. l45 

iccidentellement sur un même point de notre ciel. C'est 
le fait qui s'est produit en 1868, qui a été visible non- 
ieulement à Paris, mais sur toute la France, dans toute 
fEarope et sur la Terre entière, et qui, en attirant les 
regards des hommes, a réveillé leur attention et leur 
îuriosité sur les deux mondes errants qui semblaient 
linsi se reconnaître au milieu de leur route obscure et 
âleiicieuse. Ainsi, pour les habitants de Mars, la Terre, 
erablable à notre Vénus, se croise parfois avec Jupiter 
lans les sentiers du ciel, et le soir, au milieu de leurs 
auseries, ces hommes inconnus se demandent sans 
loute (comme nous nous le demandons nous-mêmes 
our Vénus) si cette terre lointaine est habitée par des 
1res intelligents qui cultivent l'astronomie, les sciences 
ïactes, les arts, et vivent en paix au sein d'une na- 
iire luxuriante et maternelle. 

Remarquons à ce propos que la planète que nous ha- 
itons, et dans laquelle nous sommes portés à voir le 
ftntre privilégié de l'Univers, est tout à fait invisible, 
i par conséquent inconnue pour toutes les étoiles du 
lel. Parmi les planètes, il en est quatre qui connaissent 
îxislence de cette Terre : ce sont Mercure , Vénus, 
ars et Jupiter. Pour celui-ci même, le fait est douteux, 
tendu que notre Terre n'est, dans ses meilleures situa- 
ltDS,dans ses plus longues élongations du Soleil, qu'une 
lie étoile cachée encore dans le voisinage de l'astre 
dieux, et offrant dans leurs lunettes (s'ils ont des lu- 
ttes) Taspect d'une pelite lune dans son premier et 
rnier quartier ; encore ce petit astre ne devient-il 
Jibie que quelques minutes avant leur lever de Soleil 

quelques minutes après le coucher, suivant les pe- 
ur. 7 



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l46 DERNIERS TRAVAUX DE l/ ASTRONOMIE. 

riodes. La raison de ces apparences provient de ce qa^ 
pour les habitants de Jupiter, qui voyagent à plus di 
198 millions de lieues du Soleil, la Terre, qui gravitj 
à 37 millions de lieues de ce même astre, se trouvi 
réduite, par la perspective, à ne paraître osciller qui 
dans le voisinage immédiat de cet astre. Ainsi il es 
fort douteux que les habitants de Jupiter connaisse!! 
Texistence de notre globe, et il est beaucoup plus doij 
teux encore qu'ils puissent s'imaginer un seul instan 
que ce petit globe, si voisin du Soleil et 1 400 fois plu 
petit que le leur, soit habité par des gens raisonnables 
Les critiques de l'endroit répondent sans doute à ceM 
supposition que si cette petite maison est occupée, c 
ne peut être que par des cerveaux brûlés. Enfin, poij 
Saturne, situé à 364 millions de lieues du Soleil, la Teri 
n'est plus qu'une petite tache noire^ imperceptible, th 
versant de temps en temps le disque de l'astre lumi 
neux qui, par parenthèse, est cent fois plus petit poij 
eux que pour nous et ne leur donne que cent fois moii| 
de lumière. La meilleure réputation que nous puissioil 
avoir chez les Saturniens est donc le titre de petij 
tache noire, petite saleté, petite scorie du Soleil, i 
encore ce titre ne peut- il être décerné qu'à notre glol 
entier, et non pas à nous-mêmes dont l'existence i 
peut être soupçonnée par ces êtres auxquels no^ 
sommes si complètement étrangers. Quant à Uranus | 
à Neptune, notre Terre en reste éternellement ignorj 
et n'existe en aucune façon pour leurs habitants. — \ 
simple coup d'œil nous montre que nous ne sommes {^ 
aussi importants que nous croyons l'être. 
Pour en revenir à nos deux planètes, Jupiter et Véni^ 



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GONJONCnON DE JUPITER ET DE VÉNUS. l47 

qui viennent de passer Tune près de l'autre dans notre 
ciel et d'attirer nos regards et nos pensées vers l'ex- 
plication de leurs mouvements, nous dirons d'abord 
que Jupiter emploie douze ans à faire le tour du ciel ; il 
ne parait donc marcher qu'avec une extrême lenteur, 
et semble occuper la même région du ciel pendant toute 
une saison. Sorti en 1867 de la constellation zodiacale 
du Capricorne, il habite en 1868 dans celle du Verseau, 
qu'il doit occuper jusqu'à la fin de l'année. 

Vénus, au contraire, dont le cours complet s'effectue 
en deux cent vingt-quatre jours, s'avance parmi les 
constellations avec une rapidité sensible à l'œil nu d'une 
soirée à» l'autre. On sait qu'elle ne s'éloigne jamais 
beaucoup du Soleil, puisque son orbite est, avec celle 
de Mercure, renfermée dans l'orbite de la Terre. Au 
j*' janvier, elle se couchait à ô^g™ du soir, le Soleil se 
couchant à 4*'ii". Le ao, elle se couchait à 7** 9°*, le 
Soleil se couchant à 4"* 36". Le i" février, elle s*est cou- 
chée à 7''4i"> lô coucher du Soleil ayant lieu à 4" 55". 
Le ao février, Vénus se couchait à 8** 36™, et le Soleil 
il ô^'aô™. De plus, sa marche était très-rapide dans le 
ciel. Elle était le i*' janvier dans le Capricorne, à l'est 
le 6. Le i*" février, elle était au milieu de la constella- 
tion du Verseau. Le i*'mars, elle traversait les Poissons. 
Le i*' avril, elle sortait du Bélier pour entrer dans 
le Taureau au-dessous des Pléiades. On voit combien 
B marche est rapide. Or c'est en traversant le Verseau, 
»ù semblait stationner tranquillement Jupiter, qu'elle 
l'est approchée de ce vaste monde presque au point 
ie se projeter sur lui et de Téclipser. 

Ce rapprochement est extrêmement rare et n'arrive 



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l48 DERNIERS TRAVAUX DE l' ASTRONOMIE. 

pas une fois tous les siècles. L'histoire de rastronomie 
n'a mentionné jusqu'à présent aucun passage exact de 
Vénus sur Jupiter. Un fait analogue seulement s'est 
présenté le 3 octobre iSgo, à 5 heures du matin : Vénus 
se rapprocha de Mars au point de passer juste sur cette 
planète et de Téclipser totalement. 

C'est dans la belle soirée du 3i janvier que l'on a lé 
mieux remarqué, à Paris, le rapprochement curieux ded 

Fig. 19- 




deux plus brillantes planètes de notre système. Voi(j 
quelle position Vénus et Jupiter {fig, 19) occupaieni 



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CONJONCTION DE JUPITER ET DE VÉNUS. l49 

lans le ciel occidental ce même jour, à 7 heures du 
loir. 

Une heure après le coucher du Soleil, on admirait 
lans le ciel du soir ces deux astres éclatants, éclipsant 
teurs voisins par leur pure lumière. Vénus, qui, la 
veille, était à droite de Jupiter, brillait alors à sa gauche 
ivec un éclat supérieur et unique. La Lune, à la veille 
lie 8on premier quartier, répandait sa blanche lumière 
ï une distance orientale qui sauvait l'éclat individuel 
des deux planètes : elle trônait pacifiquement à cette 
heure dans la constellation du Bélier. On distinguait au 
iK)rd des deux planètes le carré de Pégase, à Touest 
deTAigle gardant les rives de la voie lactée; au sud, 
Fomalbaut ; à l'est, au delà de la Lune, les Pléiades, Âl- 
débaran, Orion et Sirius. Cette soirée fut Tune des très- 
Tares que le ciel de Paris accorde à ses observateurs, 
car la meilleure moitié des soirées de Tannée est inter- 
dite aux observations par les voiles atmosphériques, et 
les amateurs de spectacles célestes qui ont eu la bonne 
inspiration de profiter de ces heures de cieKpur auront 
ainsi choisi en môme temps le moment le plus favorable 
pour l'étude du rare phénomène. 

En examinant la route réciproque des deux planètes, 
on reconnaît qu'en raison du mouvement plus rapide 
devenus, le minimum de la distance des deux astres 
leu lieu le 3o janvier à minuit. Pour mieux apprécier 
les deux routes, nous avons tracé la petite carte suivante 
[fig.io)j qui donne, de six heures en six heures, la 
fcarche de Vénus et de Jupiter à l'époque dont nous nous 
Occupons, c'est-à-dire du 3o janvier au i*' février. 

la distance angulaire de Vénus è Jupiter a été ré- 



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l5o DERNIERS TRAVAUX DE L*ASTRONOMIE. 

duite à 20' le 3o à minuit. Le 3i à 6 heures du soir 
au moment représenté par notre première carte, 1i 

Fig. 20. 




distance était de 47'. Le diamètre. moyen du Soleil élan 
de 32', on voit que, malgré le rapprochement apparent 
on aurait encore pu facilement placer cet astre entr 
les deux planètes. Nos lecteurs savent qu'il s'agit ici d 
mesures angulaires prises de la Terre, c'est-à-dire d 
perspectives dues à la position fortuite de Vénus prè 
du rayon visuel mené de l'œil d'un observateur ter 
restre à Jupiter, et qu'en réalité ces deux planètes n 
se sont pas rapprochées dans leur cours. Le 3i janviei 
Vénus était à 27 697 600 lieues du Soleil, et Jupiter 
190 1 56 000. Le même jour, Vénus était à 5^875 00 
lieues de la Terre, et Jupiter à 221783700 lieues d 



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CONJONCTION DE JUPITER ET DE VÉNUS. l5l 

notre planète. On voit par ces distances réelles que le 
rapprochement apparent des deux mondes relativement 
à l'observateur situé sur la Terre est tout à fait étranger 
aux distances absolues qui ont toujours placé entre eux 
an désert de plus de 160000000 lieues. 

Voici, du reste, la position respective de Vénus et de 
Jupiter sur leurs orbites réciproques (fig, 21). On voit 
facilement par cette figure que leur voisinage apparent 



Fig. 21. 




3 la constellation zodiacale du Verseau est un simple 
t de perspective, dû à la situation de Vénus sur 



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l52 DERNIERS TRAVAUX DE l'ASTRONOHIE. 

la ligne menée de Tœil de Tobservateur terrestre à i 
Jupiter. j 

Quoiqu'elle ne fût pas dans sa période de plus grande i 
proximité de la Terre, car sa conjonction inférieure 
n'arriva que le i6 juillet, Vénus était néanmoins assez | 
brillante pour être visible à l'œil nu immédiatement! 
après le coucher du Soleil, alors que la lumière diffusai 
répandue dans l'atmosphère était encore assez intense i 
pour lire et écrire facilement. Aux périodes de sa con- 1 
jonction inférieure, on la distingue souvent en plein! 
jour. Varron rapporte qu'Énée, dans son voyage de! 
Troie en Italie, apercevait constamment cette planète ! 
malgré la présence du Soleil au-dessus de l'horizon.! 
Si le fait était historique, connaissant l'année probable! 
de ce voyage, on pourrait reconnaître par le calcul lei 
mois dans lequel il s'est accompli. Pour descendre d'un! 
héros antique à un conquérant plus moderne et dont le ! 
nom, sans doute, ne vivra pas moins longtemps, l'as-! 
tronome Bouvard a raconté à Arago qu'un jour Napo- 
léon (alors simplement général Bonaparte), se rendant! 
au palais du Luxembourg où le Directoire devait lui! 
donner une fête, fut très-surpris de voir la foule, réunie! 
dans la rue de Tournon, porter ses regards attentifs! 
vers le ciel plutôt que sur sa personne. De brillants j 
satellites tournoyaient cependant autour du nouvel 
astre, et ï'or et la broderie des costumes officiels ont| 
toujours eu le privilège de s'attacher l'œil du vulgaire.! 
Bonaparte questionna un aide de camp, et apprit que! 
les curieux voyaient avec étonnement, quoique ce fût! 
en plein midi, une étoile qu'ils prenaient pour celle du| 
vainqueur de l'Italie, — allusion à laquelle le grand capi-| 



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CONJONCTION DE JUPITER ET PE VÉNUS. l53 

taîne ne sembla pas indifférent, lorsque lui-même de ses 
feux perçants eut remarqué l'étoile de Vénus, car 
c'était simplement elle. 

L'une des observations les plus intéressantes du 3o 
H du 3i janvier a été de profiter de la réunion des deux 
istres dans le champ d'une lunette pour comparer leur 
éclat réciproque ^(^ig'. ai). Je ne puis donner de cette 
comparaison une image plus frappante qu'en disant que 
ia lumière de Vénus, à côté de Jupiter, faisait absolument 
feffet d'une lumière électrique à côté d'un bec de gaz. 
ITénus était blanche et limpide comme un diamant lu- 
ttoeux ; Jupiter était, à côté, jaunâtre et presque rouge, 
^pendant le disque de cette planète était presque trois 
bis plus large que celui de Vénus. Le petit disque de 
fénus était d'une blancheur presque uniforme ; mais on 
Bstinguait nettement sur Jupiter les bandes nuageuses 
ropicales qui, sillonnant cette planète de chaque côté de 
onéquateur, offraient l'image représentée plus loin. 

Vénus présentait un disque circulaire, comme celui de 
Dpiter, car ello était dans cette partie de sa période 
lue l'on peut comparer au jour qui suit la pleine Lune. 
bn dianaètre était alors de la", et celui de Jupiter de 
4' et demie. 

Pendant que j'observais Jupiter, le'premier satellite, 
B la première Lune de ce monde lointain, se rappro- 
bant jusque contre les bords du disque de la planète, 
disparu derrière ce disque. Le 3* -et le 4' satellites, 
tant également à droite de la planète (image ren- 
fSFsée), s'en éloignaient. Le second, placé à gauche, 
en rapprochait. 

Pour nous résumer, en terminant, ajoutons que cette 

7- 



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l54 DERNIERS TRAVAUX DE L*ASTRONOMIE. 

rencontre apparente de Vénus et de Jupiter, due à U 
perspective, cette conjonction des planètes de Tétainel 
de Tairain dans le Verseau, constellation « légèrej 
chaude et humide, » aurait été interprétée, sous \i 
règne de Tastrologie, comme un signe céleste destiné I 
servir d'avertissement aux habitants de la Terre, et j 
servir aussi plus ou moins la politique des rois de c| 
monde. Aujourd'hui nous reconnaissons simplement 1| 
une conséquence naturelle de la marche des planète^ 
dénuée de toute influence comme de toute signification 
Son résultat le plus direct, et le plus intéressant saii 
doute, aura été d'appeler notre attention sur ces dei^ 
mondes, dont l'un est égal à la Terre par son volume 
par son poids, par ses jours et ses saisons, par son rô| 
dans le système ; dont Tautre est bien supérieur à not^ 
séjour par son importance astronomique, par l'harni^ 
nie constante de ses climats et la durée de ses année! 
par l'étendue de sa surface, par le nombre de ses s^ 
lellites, etc. Ce spectacle accidentel aura servi à quel 
que chose, s'il nous a donné l'occasion d'apprendre q^ 
la Terre où nous sommes a des sœurs voguant avec el 
dans l'étendue, et qu'il y a dans le ciel d'autres terres] 
où d'autres êtres .songent comme nous à la nature \ 
la création et à la destinée des mondes et des homm^ 

I 

Voilà donc une première conjonction effectuée 
3i janvier. 

La distance angulaire des deux astres au point mii 
mum a été réduite à 7.0 minutes (aux deux tiers I 
diamètre apparent du Soleil). 

De soir en soir Vénus s'éloigna davantage de Jupit^ 



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TBiis. ^■«'■«T»» ET jcmiB cv 1^68. i55 
cehd-d s'abussant chaque <oir de meiDeore heure v^ers 
Hionzon, œlle-là icaichant ivrs le bdist da ciel et refs 
Tesl. 

Mais bientôi une nouTeUe planète sb désaigea à $od 
tour des rajons du So!eil coiichant eC s'éleva comme 
Vénus vers le point du lodiaque occupé par Jupiter. 

Cétait la planète Mercure, Toisine du Soleil, la plus 
difficile à observer de toutes les planètes viables à rœil 
nu, celle qui fit le désespoir de tant d'astronomes, et 
qui, toujours éclipsée dans le rayonnement de Tastre 
du jour ne se mmitre qu'à de rares intervalles aux ha- 
bitants de la Terre. Le rénovateur du système du monde, 
Copernic, disait, sur son lit de mort, qu'il allait c des- 
cendre dans la tombe avant d'avoir jamais découvert la 
planète. » £t pourtant, c'est par sa discussion sur le 
mouvement de Mercure qu'il avait inauguré ses re- 
cherches et ses convictions sur l'état réel du système du 
monde. 

Le lo février. Mercure arri\'a, par l'ouest, k une 
distance égale à celle où Vénus se trouvait à l'est, rela- 
tivement à la position de Jupiter. H y eut donc ce jour- 
là, selon l'expression des astrologues, une conjonction 
des trois planètes dans la même région du ciel. Voici, 
en effet, quelle était la position des trois mondes sous 
récliptique dans la soirée du lo février (y^. aa). 

Fig. aa. 
POlSSOI>iS. Éctiptiqtte. VERSEAU. 

Vénus. Jupiter. Mercure. 

Positions respectives de Vénus, Jupiter et Mercure 
le 10 février i868. 

Digitized by VjOOQ IC 



. l56 DERNIERS TRAVAUX DE L*ASTRONOMIE. 

La distance angulaire de Tune à l'autre était de 9 de- 
grés. A cette date Mercure n'était pas encore visible. 
Cinq jours plus tard, le i5, on pouvait espérer le dis- 
tinguer immédiatement après le Soleil couchant, car il 
ne descendait sous l'horizon qu'à 6" 49", c'est-à-dire 
i^ heure après le coucher du Soleil. Mais les nuages dont 
l'atmosphère de Paris, si peu bienveillante pour les astro- 
nomes, fut constamment couverte, déjouèrent l'attente. 
Il en fut de même de la soirée du 16; vaine espérance! 
Enfin, le 17, connaissant la position de Mercure, j'ai pu, 
à 6 heures, braquer ma lunette sur le point du ciel qu'il 
devait occuper, et je ne tardai pas à rencontrer, non 
sans émotion, la planète capricieuse, planant comme 
une étincelle rougeâtre dans l'atmosphère encore lumi- 
neuse du crépuscule. Des personnes qui étaient avec 
moi partagèrent mon attente, et, en récompense, mon 
émotion. 

Une nouvelle faveur nous attendait. La planète pas- 
sait alors tout près de Jupiter, et nous avons eu le 

Fifî. 23. 




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VÉNUS, JUPITER ET MERCURE EN 1868. l5y 

plaisir de les avoir toutes deux dans le champ, non de 
notre lunette, mais du chercheur. Nous représentons 
(fig. 23) le champ du chercheur au moment de cett« 
observation. 

L'image y est renversée, comme dans toutes les lu- 
nettes astronomiques. L'étoile du haut, Jupiter, se trou- 
vait en réalité en bas, et Mercure en haut. 

Cette soirée du lundi 17 février donne le moment ou 
Mercure fut à sa plus grande proximité de Jupiter. Sous 
la forme d'une petite étoile rougeâtre, il brillait à un 
degré et demi (3 fois la largeur du Soleil) au-dessus 
de Jupiter encore éclatant comme une étoile de pre- 
mière grandeur. 

Vénus, parvenue alors à une plus grande hauteur, 
étincelait d*un éclat sans pareil, qu'elle a conservé pen- 
dant les semaines suivantes en continuant de trôner 
dans notre ciel du soir. Coïncidence curieuse, cet astre 
splendide marquait précisément, cette soirée du 17, le 
point où l'écliptique coupe l'équateur, Téquinoxe du 
printemps, où le Soleil est arrivé le 20 mars à 7" 53" 
du matin. 

Alors , Jupiter et Mercure brillaient à côté Tun de 
l'autre à l'horizon occidental, et Vénus étincelait beau- 
coup plus haut, au sud-ouest. 

A 6** 52", Jupiter descendit le premier sous Thorizon. 
Deux minutes après. Mercure disparaissait lui-même. 

Le 18, quoique Téclat du ciel permît, pendant l'après- 
midi, d'observer le Soleil, et de dessiner deux immenses 
groupes de taches fort curieuses, les nuages qui s'amon- 
celèrent après le coucher du Soleil interdirent une nou- 
\elle observation de Mercure. Ainsi, la seule soirée qui 



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l58 DERNIERS TRAVAUX DE l'aSTRONOMIE . 

nous ait été favorable fut heureusement celle de la con* 
jonction de Mercure avec Jupiter. C'est ainsi que les 

Fig. a4. 




Disques comparés de Jupiter, Vénus et Mercure. 

astronomes qui ont résolu de suivre les phénomènes 
célestes doivent être- sans cesse à la piste des rares 
heures de transparence atmosphérique. 



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UERCURB, vAnUS ET lUPITKR EN 1868. iSg 

Quelques observations purent être faites pendant les 
soirées suivantes ; mais les deux planètes descendaient 
de plus en plus rapidement sous l'horizon, se voilant 
dans la clarté du crépuscule et dans la brume des ré- 
gions inférieures. 

On put comparer en même temps Vénus et Si- 
rius , et constater la grande supériorité de l'éclat de 
Vénus. 

Examinées au télescope, les trois planètes, Jupiter, 
Vénus et Mercure, se sont présentées sous les aspects 
dessinés à la fi^. ^4* Jupiter offrait un disque circu- 
laire de 33" 8 de diamètre, traversé par les bandes nua* 
geuses tropicales ; Vénus, un disque échancré, comme 
la Lune trois jours après la pleine Lune et mesurant i3*; 
Mercure, un demi-disque, comme la Lune à son der- 
nier quartier et mesurant 7*. Cette différence de figure 
des trois planètes n'était pas la moins curieuse obser- 
vation. 

Nous avons expliqué, à différentes reprises, les mou- 
vements apparents des planètes. En appliquant ces ex- 
plications à la planète Mercure, on reconnaîtra que 
lorsque Mercure se dégage le soir des rayons du Soleil, 
lorsqu'il se couche peu de temps après cet astre, son 
mouvement est dirigé de l'occident à l'orient par rap- 
port aux étoiles. Lorsque sa distance apparente au Soleil 
a atteint une valeur qui, au maximum, peut s'élever 
jusqu'à environ 29 degrés, qui, au minimum, s'abaisse 
à peu près à 16 degrés, et qui d'ordinaire n'est guère 
que de ^3 degrés, la planète paraît se rapprocher du 
Soleil; on dit alors que la planète est située dans sa 
plus grande élongation. Son mouvement devient ensuite 



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l6o DBHNIERS TRAVAUX DE L*ASTRONOMIB. 

rétrograde, ou dirigé de l'orient à l'occident par rapport 
aux étoiles. 

Ce mouvement se continue, et Mercure se replonge 
dans la lumière crépusculaire où il disparaît, du moins 
pour un observateur dépourvu de lunette. 

Si, quelques jours après, on porter le matin ses regards 
vers le point de Thorizon où le Soleil doit se lever, on 
aperçoit un astre ayant un mouvement rétrograde ou 
dirigé de l'orient à l'occident, qui de jour en jour s'é- 
loigne davantage du Soleil jusqu'au moment où il en est 
distant de a3 degrés ; alors le mouvement, relativement 
aux étoiles, s'arrête; après une courte station, l'astre 
reprend une marche dirigée de l'occident à l'orient, et 
disparaît quelque temps après dans la clarté qui con- 
stitue l'aurore. 

La durée d'une oscillation apparente complète de Mer- 
cure par rapport au Soleil, dit Arago, c'est-à-dire le 
temps qu'il emploie pour aller de sa plus grande di- 
gression orientale à sa plus grande digression occiden- 
tale et revenir ensuite à sa première position, varie de 
cent six à cent trente jours. 

Lorsque Mercure est au delà du Soleil relativement à 
la Terre, et que de plus il passe au méridien à peu près 
à la même époque que lui, on dit qu'il est qh conjonction 
supérieure. 11 se trouve en conjonction inférieure quand 
il est situé entre le Soleil et la Terre, ces trois corps 
étant contenus dans un même plan perpendiculaire au 
plan de l'écliptique ; il est évident que pendant la con- 
jonction inférieure Mercure passe aussi au méridien en 
même temps que le Soleil. 

« Il a fallu sans doute, dit Laplace, une longue suite 



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UEBCURE. 461 

d'observations pour reconnaître l'identité de deux 
astres que l*on voyait alternativement, le matin et le 
soir, s'éloigner et se rapprocher alternativement du So- 
leil ; mais comme l'un ne se montrait jamais que l'autre 
n'eût disparu, on jugea enfin que c'était la même pla- 
nète qui oscillait de chaque côté du Soleil. » 

Le plan de l'orbite de Mercure forme avec le plan de 
l'écliptique un angle de 7*^0' 5'. En raison de cette 
inclinaison, Mercure est loin de passer devant le 
disque du Soleil à chacune de ses conjonctions infé- 
rieures, et les séries de dates sont fort irrégulières en 
apparence. 

Le premier astronome qui ait incontestablement 
aperçu Mercure sur le Soleil est notre compatriote 
Gassendi, professeur au Collège de France et chanoine 
de l'église paroissiale de Digne. 

Le 7 novembre i63i, ce savant, étant à Paris, ob- 
serva Mercure sur l'image solaire projetée sur une feuille 
de i>apier blanc dans une chambre obscure^ suivant le 
procédé mis en usage par Scheiner pour suivre les 
taches du Soleil. 

Plein d'enthousiasme d'avoir enfin réussi. dans une 
pareille observation, il s'écria, en faisant allusion à la 
pierre pbilosophale ; u J'ai vu ce que les alchimisteâ 
cherchent avec tant d'ardeur, j'ai vu Mercure dans le 
Soleil. » 

La seconde observation de ce curieux phénomène fut 
faite, en i65i, par Skakerlacus, qui s'était rendu tout 
exprès à Surate pour en être témoin 

Hévélius, en 1661 , observa le troisième passage de la 
planète arrivé depuis l'invention des lunettes; mais, 



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l62 DERNIERS TRAVAUX DE L* ASTRONOMIE. 

comme Gassendi, Tastronome de Dantzig ne visait pas 
directement à l'astre; il se contentait d'examiner l'image 
agrandie du Soleil dans une chambre obscure. 

Enfin, en 1677, Halley vit à Sainte-Hélène un passage 
complet, c'est-à-dire l'entrée et la sortie de la planète 
sur le disque solaire. C'est la première fois que le phé- 
nomène a été observé pendant toute sa durée. 

En 1725, on observa en GRine la conjonction de Mars, 
Jupiter, Vénus et Mercure dans la même partie du ciel. 
Pour faire leur cour au prince, les Chinois ont même 
marqué à ce propos une conjonction des sept planètes. 

Mercure, comme on Ta vu, ne s'éloigne jamais beau- 
coup de l'astre radieux autour duquel il fait sa révo- 
lution ; il se couche peu de temps après lui ; l'intervalle 
qui s'écoule entre les levers est également limité. Il ne 
peut donc être observé à l'œil nu que dans la lumière 
crépusculaire et près de l'horizon. 

Les phases de Mercure sont si difficiles à apprécier, 
à cause du petit diamètre de cette planète et de la vi- 
vacité de sa lumière, que Galilée, avec les instruments 
imparfaits dont il faisait usage, ainsi qu'on le voit par le 
troisième Dialogue^ ne put pas en constater l'existence. 

La distance moyenne de Mercure au Soleil étant 0,387, 
celle de la Terre étant i, on trouve 14706000 lieues 
pour cette distance, exprimée en lieues de 4 kilomètres. 

La plus grande distance et la plus petite sont respec- 
tivement de 5i 000 000 et de 18000000 lieues. 

La question de savoir si Mercure est doué d'un mou- 
vement de rotation a justement appelé l'attention des 
astronomes. 

On remarque, en quelques circonstances, que l'une 



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MERCCRE. l63 

des cornes du croissant, la méridionale, s'émousse sen- 
siblement, qu'elle présente une véritable troncature. 
Pour rendre compte de ce fait, on a admis que, près 
de cette corne méridionale, il existe une montagne 
tr^s-élevée qui arrête la lumière du Soleil et l'empêche 
d'aller jusqu'au point que la corne aiguë* aurait occupé 
sans cela. 

La comparaison des moments où la troncature se ma- 
nifeste a conduit à la conséquence que Mercure tourne 
sur lui-même en vingt-quatre heures cinq minutes de 
temps moyen. 

Pendant le passage de Mercure de 1799, Schrœter et 
Harding à Lilientbal, Kœhler à Dresde, virent sur son 
disque obscur un petit pQint lumineux, d*oii l'on a 
conclu qu'il y a dans cette planète des volcans actuel- 
lement en ignition. 

Le déplacement de ce point, relativement au bord 
apparent de Mercure, servit, sinon à mesurer, du moins 
à constater le mouvement de rotation de la planète sur 
son centre. 

L'intensité de la lumière solaire variant en raison 
inverse du carré des distances, la portion de cette lu- 
mière que Mercure arrête est, à la portion d'une partie 
éqiiivalente que la surface terrestre reçoit, dans le rap- 
port inverse des carrés des nombres 0,887 et i, ou 
dans le rapport de 6,67 à i. Ainsi, on peut conjecturer 
que la chaleur dont les rayons solaires sont l'origine 
est beaucoup plus grande sur Mercure que sur la Terre. 
Nous nous contentons d'indiquer la supériorité de tem- 
pérature de Mercure en termes généraux. Pour donner 
une évaluation numérique relative à une portion solide 



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l64 DERNIERS TRAVAIL DE L'ASTRONOMIE. 

de cette planète, il serait nécessaire de connaître la 
constitution de son atmosphère, surtout sous le rap- 
port de la diaphanéité. 

Nous terminerons cette notice en rappelant que, 
dans l'astrologie, Mercure, Jupiter et Vénus avaient 
chacun leurs propriétés spéciales, le premier proté- 
geant le commerce, le second la noblesse et la troi- 
sième^les mariages. Les astronomes du xvii* siècle ont 
eux-mêmes partagé ces idées. Ainsi, par exemple, 
quoique Kepler affecte, dans son ouvrage De Stella 
nom in pede Serpentant y de mépriser Taslrologie, 
après avoir réfuté longuement les critiques de Pic de 
la Mirandole, il y maintient la réalité de Tinfluence des 
planètes sur la Terre lorsqu'elles sont disposées les 
unes relativement aux autres de certaines manières. 
On y voit entre autres, avec étonnement, que Mercure 
a beaucoup de pouvoir pour amener les tempêtes. 

La conjonction de ces trois planètes n'eût pas man- 
qué d'être interprétée dans un sens politique au siècle 
dernier. Mercure désigne l'Angleterre, la nation du 
grand commerce et des voyages. Vénus désigne tou- 
jours l'Autriche, attendu que la maison d'Autriche içst 
réputée grandir, non par les armes, mais plutôt par 
les mariages, comme l'expriment ces vers, que me rap- 
pela M. Faye, quelques jours après cette conjonction : 

Arma gérant alii, lu, felix Austria nube, 
Nam quae Mars aliis dat tibi régna Yenas^ 

Jupiter représente notre pays de France. Ainsi la 
réunion des trois planètes en 1868, réunion qui ne se 



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HERCUAB ET YÉIHIS. l65 

représentera pas avant plusieurs siècles » annoncerait, 
astrologiqueroent, une triple alliance de la France, 
TÂu triche et TAngleterre. 

Mais aujourd'hui nous savons que planètes et étoiles 
s'occupent fort peu de nous. À coup sûr, les habitants 
de Jupiter, de Vénus et de Mercure ne se doutent guère 
qu'ils viennent de se placer fortuitement les uns près 
des autres dans l'immense champ des perspectives cé- 
lestes, et qu'ils ont éveillé pour mu instant l'attention des 
habitants de la Terre. 



IV. 

OB8BRVATZOII BS LA WUkMÈTB VÉXUS 
HAUT U: FBIMTEBIPS BS 1868. 



Nous venons de voir que depuis le commencement 
de cette année, la blanche planète de Vénus, que l'on 
salue depuis bien des siècles sous le nom sympathique 
à'étoile du berger et d'étoile du soir, régnait sur notre 
ciel de France et dominait par sa rayonnante clarté 
tottCes ses sœurs du firmament. La période qu'elle tra- 
versait a été des plus favorables aux observations, et, 
grâce aux transparentes soirées dont nous avons joui 
pendant le dernier mois, nous avons pu suivre avec fa* 
cilité les changements de phases qui la caractérisent et 
consacrer des heures fécondes à l'étude physique de 
la nature de ce monde voisin du nôtre. 

Aux mois de mai et juin , de semaine en semaine , 
nos obsorvations ont suivi Téclatante planète jusqu'au 



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l66 DERNIERS TRAVAUX DE l'ASTRONOMIE. 

moment où, disparue complètement sous les brumes 
crépusculaires, elle s'est échappée pour longtemps aux 




Fig. a5. 

regards peut-être indiscrets de la Terre. Elle s'est ap- 
prochée, en effet, de plus en plus du Soleil, près du- 
quel elle passa le 16 juillet, et chaque jour elle avançait 
davantage dans la lumière du Soleil couchant. Notre 
dernière observation a été du 29 juin. Nous avons pu 
la dessiner et la mesurer encore exactement sous Tas- 
pect de son croissant mince et effilé, semblable à celui 
de la Lune le premier jour de son apparition. Nous 
reproduisons cet aspect dans Xafig. ^5. 



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vÉmjs. 167 

Telle rétoile consacrée à Vénus nous est alors ap- 
parue dans la dernière période de sa visibilité. Non 
lumineuse par elle-même , sa clarté , comme celle que 
reçoit la Terre, est purement et simplement empruntée 
au Soleil. Cet astre se trouvait déjà presque derrière la 
planète, de sorte que l'hémisphère éclairé de celle-ci 
était presque entièrement opposé à la Terre. La planète, 
en un mot, arrivait entre le Soleil et la Terre. Quinze 
jours après , le mince croissant qui la distinguait en- 
core fut entièrement évanoui, et lors môme qu'on au- 
rait pu écarter la lumière solaire pour chercher la pla- 
nète dans le voisinage de l'astre central, on n'aurait pu 
la trouver, puisqu'elle devient complètement invisible 
pendant une dizaine de jours. 

Lorsqu'elle eut effectué son passage entre la Terre 
et le Soleil , le croissant commença à se reformer de 
l'autre côté, et grandit ensuite de plus en plus jusqu'au 
25 septembre, époque de la quadrature. C'est le matin 
que la planète apparut dès lors au-dessus de Taurore 
et à rOrient, précédant le lever du Soleil. Quant à notre 
ciel du soir, il ne la possédait plus. 

L'orbite intérieure à celle de la Terre que la planète 
Vénus décrit en sa rapide année nous donne ainsi cette 
succession d'aspects. Il en est de même de notre propre 
rôle pour les habitants de Mars. Circulant dans une orbite 
intérieure à la leur, en une année près de moitié plus 
cour te que la leur, nous offrons à ces êtres, qui nous con- 
templent tour à tour dans leur ciel du soir et du matin, 
une succession d'aspects absolument semblable à celle 
que l'étoile du Berger nous présente, devenant également 
invisibles quand nous passons entre le Soleil et Mars. 



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168 DERNIERS TRAVAUX DE l'ASTRONOMIE. 

A la date du 29 juin, le disque de Vénus, ou la dis- 
tance des deux extrémités du croissant, mesurait 5o se- 
condes. A cette échelle, si Ton représentait le Soleil 
par un cercle de i mètre de diamètre, Vénus serait re- 
présentée par un croissant de 26 millimètres de dîa - 
mètre. La distance de cette planète à la Terre était 
alors de o,332 (celle de la Terre au Soleil étant repré- 
sentée par i), autrement dit, de 1 2640000 lieues. C'est 
sa distance minimum pour Tobservation. 

Le croissant s'effilant de plus en plus, ce n'est pas 
en ces derniers jours que l'observation fut la* plus avan- 
tageuse, mais bien quelques semaines auparavant, alors 
que la surface visible du disque était un peu plus inipor- 
lante. Circonstance singulière et qui ne manque pas 
d'être toujours surprenante, l'époque où Vénus jette le 
plus de feux est précisément l'époque où elle est la plus 
mince : ce fait provient de ce que sa taille grandit à 
mesure qu'elle s'approche de nous et que son croissant 
s'effile. 

A la date du 5 mai, époque de sa quadrature, de sa 

Fig. 26. 




plus grande élongalion, qui eut lieu le 7, notre obser- 
vation, notre dessin et nos mesures donnent la fig. 26. 



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VÉNUS. 169 

Son diamètre était alors de ati secondes , c'est-à-dire 
87 fois plus petit que le diamètre du Soleil. En repré- 
sentant celui-ci^ comme tout à l'heure, par un cercle de 
I mètre, le quartier de Vénus serait représenté par un 
demi-cercle de 1 1 millimètr.es. 

Sa distance à la Terre était de 0,729, c'est-à-dire de 
27 740 000 lieues. C'est à peu près la distance moyenne 
de cette planète à la nôtre. 

Vénus n^a offert un disque parfait qu'à la fin de sep- 
tembre 1867; sa conjonction supérieure, son passage 
de l'autre côté du Soleil eut lieu le a5 de ce mois. Alors 
elle offrait à la lunette un petit disque circulaire de 9*6 
de diamètre, mesurant 5 millimètres à Téchelle précé- 
dente. 

Fig a;. 



D 



Sa distance à la Terre était exprimée par lo nombre 
i,7aa, qui correspond à un éloignement de 65 600 000 
lieues. 

Elle emploie 584 jours à accomplir une oscillation 
entière; mais la durée de cette périodicité, relative à 
la position de la Terre et du Soleil, n'est pas celle de 
la révolution annuelle de la planète : elle se compose 
des combinaisons de cette révolution avec celle de la 
Terre. L'année de Vénus n'est que de 224^6'* 49" 7'. 

Les habitants de Vénus ont donc des années égales 
à sept de nos mois, plus i5 jours environ. Le temps 
m. 8 



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I70 DERNIERS TRAVAUX DE L'ASTRONOMIE. 

passe plus vite encore là-haut qu'ici. Que doit-ce être? 

Ajoutons que les saisons y sont plus diversifiées en- 
core que sur notre globe, et que la di^Térence entre Tété 
et rhiver y est beaucoup plus sensible. Il est probable 
qu'il y fait plus chaud qu'ici en moyenne, car elle re- 
çoit du Soleil deux fois plus de lumière et de chaleur. 
Mais la composition de l'atmosphère joue un grand rôle 
dans la température. Les journées sont de 23** ai "'7"; 
c'est 35 minutes de moins qu'ici. Le volume , le poids 
et la densité de la planète sont peu différents de ceux 
de la Terre. De hantes montagnes hérissent sa surface; 
une atmosphère l'environne d'une couche gazeuse. 
L'habitation des planètes étant un fait irrécusable, 
comme nous l'avons démontré ailleurs, il reste à penser 
que les habitants de Vénus doivent peu différer de ceux 
de la Terre. 

Les auteurs qui ont écrit sur le monde de Vénus ont 
généralement supposé qu'il était décoré d'une nature 
éclatante et délicieuse , que ses paysages étaient luxu- 
riants et parfumés, et que les êtres qui le peuplent ne 
pouvaient être que des jeunes gens d'une beauté et 
d'une jeunesse éternelles. Bernardin de Saint-Pierre va 
même jusqu à décrire cette habitation charmante, sem- 
blable, selon lui, à celle des îles Canaries. Qui sait? 
Vénus, si belle de loin, est peut-être fort laide de près, 
et ses habitants sont peut-être encore dans cet état de 
barbarie où nous sommes ici-bas, nous qui n'avons pas 
encore eu l'intelligence ni l'énergie 'd'anéantir parmi 
nous l'abominable fléau de la guerre. 

Et ce qui laisse supposer que Vénus peut fort bien 
être assez laide de près, c^est que notre planète ter- 



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VÉNUS. 171 

restre, telle qu'elle est, est d'une clarté angélique vue 
à bord de la planète Mars. Oui , les habitants de Mars 
nous admirent le soir dans leur ciel comme nous admi- 
rons Vénus ; notre terre présente à leurs télescopes (s'ils 
ont des télescopes) tantôt un mince croissant, tantôt 
nn quartier, tantôt un petit disque blanc; quelques- un^ 
d'entre eux se demandent sans doute , comme nous le 
faisons pour Vénus, par quels êtres la planète Terre 
doit être habilée, et sans doute aussi que, nous jugeant 
sur les apparences, ils nous admirent et nous contem- 
plent avec amour : ne sommes-nous pas leur étoile du 
soir? 

11 serait à souhaiter, pour le progrès de la connais- 
sance populaire de la nature , que les habitants de la 
Terre, surtout les hommes civilisés de TEurope, et en 
particulier les Français, prissent Thabitude de suivre 
les phénomènes célestes et d'observer les grands spec- 
tacles qui nous apprennent à connaître notre véritable 
rang et notre destinée dans l'univers. Mais quels sont 
ceux qui donnent leurs soirées à l'étude des étoiles? 
Ce sont d'autres étoiles que celles du ciel qui captivent 
encore aujourd'hui les hommes , et l'on peut toujours 
dire, même des savants, ce qu'un élégant personnage 
disait un soir à une blonde étoile de la cour de Ver- 
sailles : 

Près de tous, oubliant les cieux, 

L'Astronome étonné se trouble; . . . 

^t dans Téclat de vos beaux yeux 

Il observo une étoile double. • 

Si ce n'est pas la Vénus céleste qui inspira ce madri- 
gal, c'est du moins la Vénus mythologique. Nous ne 



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17a DERNIERS TRAVAUX DE L ASTRONOMIE. 

nous sommes donc pas éloigné de notre sujet en lais- 
sant à cette réminiscence le soin de clore notre cau- 
serie. 

A cette étudej'ajo^iterai maintenant une notification 
qui m'est fournie par les Monthîjr Notices de la Société 
astronomique de Londres : 

Pendant cette belle période de visibilité, M. John 
Browning a pu observer et dessiner plusieurs taches 
permanentes parfaitement visibles sur la planète, en 
esquissant la Géographie de Vénus. — Le soir du 
14 mars, cet astronome avait observé quelques taches 
du Soleil avec un réflecteur de 10 ^ pouces en verre 
argenté. Le Soleil étant caché par des arbres, vers les 
5 heures, il dirigea l'instrument sur Vénus et trouva 
qu'elle était terminée plus nettement que de coutume. 
Connaissant ainsi de cette façon la position exacte oui 
la planète devait paraître, il s'aperçut alors qu'elle était 
visible à l'œil nu. Il revint à la lunette et aperçut uue 
longue dégradation de lumière partant de la limite de| 
la surface éclairée, et l'extrême bord paraissait dissy-i 
métrique. Regardant la planète avec plus d'attention, 
il constata que sa surface était légèrement ondulée à 
l'intérieur de la limite d'éclairement sur une étendue 
de plus d'un tiers de la partie visible du disque. Ces 
inégalités donnaient à la planète un aspect semblable 
à celui de la Lune, vue avec un faible grossissement et 
une petite ouverture à travers un nuage. 

La corne septentrionale de la planète est un peu 
bombée près de la limite, et émoussée tout à l'extré-l 
mité. Ce fait a été vérifié depuis. j 



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VÉNUS. ^ 173 

On. remarque sur le dessin pris par M. Browning 
une tache blanche près du bord du disque opposé à la 
limite d'éclairement. Cette tache est probablement pro- 
duite par un nuage, comme on en voit souvent sur Mars 
où ces nuages rivalisent de blancheur avec les calottes 
de glaces lorsqu'ils sont près du bord du disque. 

Une autre fois, observant Vénus avec un réflecteur 
de 12 { pouces en verre argenté par un air plus stable 
que le soir précédent, le même observateur avait une 
image nette et fixer avec toute l'ouverture et un grossis- 
sement de 400 fois; cependant il n'a pu apercevoir au- 
cune tache sur le disque, d'oiî il conclut que la visibilité 
des taches dépend d'un état particulier de l'atmosphère 
de la planète. Il ajoute qu'on voit mieux Vénus avec 
UD bon réflecteur qu'avec une lunette; ce qui résulte- 
rait aussi du témoignage de MM. de la Rue, Le Sueur 
et With, qui se servent de réflecteurs, et de M. Dawes 
qui se sert de lunettes. 

Un réflecteur de grande ouverture avec un seul ocu- 
laire à réflexion donne, dit-il, l'image la plus nette 
qu'on puisse obtenir aujourd'hui de cette planète si dif- 
ficile à bien voir. 

Vénus fjorte-t-elle ombre? C'est une question qui 
parait résolue dans le sens affirmatif depuis la belle 
période de visibilité dont nous venons de nous occuper. 
Parmi plusieurs communications faites également à la 
Société astronomique sur ce sujet, je choisirai la sui- 
vante, de M. C. H. Weston : 

Sir John Herschel, dans ses « Outlines of Astro- 
nomy » { art. 467 ), fait remarquer que Vénus paraît 
quelquefois à l'occident après le coucher du Soleil, avec 



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174 DEBNIBBS TRAVAUX DE l'ASTBONOMIC. 

UD éclat éblouissant, et que dans des circonstances 
favorables on peut observer qu'elle projette une ombre 
assez forte ; et il ajoute en note que « cette ombre doit 
être projetée sur un fond blanc. 

Le i5 mars 1868, le ciel était très-clair, mais il y 
avait quelques nuages par place. Sirius, Orion et Vénus 
brillaient d'un vif éclat, car l'humidité de l'atmosphère, 
partout où celle-ci était transparente, était nécessaire- 
ment très-favorable à la transmission de la lumière des 
astres. 9 Vers 8 heures du soir, lorsque Vénus était 
dans la partie nord-ouest du ciel, comme je passais 
avec quelques personnes, dit l'auteur, le long d'un 
mur situé en face de la planète, nous avons été frappés 
de voir les ombres de toutes les figures projetées sur le 
mur par la vive lumière dont Vénus brillait en ce mo- 
ment. Je dirigeai surtout mon attention sur ce fait qui 
ne se produit pas souvent ; et il était d'autant plus digne 
de remarque, que la surface du mur n'était ni blanche 
ni unie. 11 était construit de pierres brutes contenant 
beaucoup de fer, et une longue exposition leur avait 
donné une couleur d'un brun ferrugineux bien pro- 
noncé; sa surface était aussi très-inégale. Comme les 
piliers de la porte cochère étaient en pierres de taille de 
Bath avec des surfaces unies, j'ai voulu projeter sur 
eux les ombres avec plus d'attention, et ici j'ai pu 
reconnaître l'ombre de ma canne, quoique les pierres 
de taille aient passé au blanc bleuâtre par l'influence 
de l'atmosphère. » 

Naturellement dans le cas actuel les positions rela- 
tives du mur et de la planète étaient très-favorables à 
la formation des ombres. Si les rayons de la planète 



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vàNUS. 175 

avaient fait avec le mur un angle considérable, les 
ombres délicates auraient été portées trop loin des 
figures pour attirer l'attention , et les contours de ces 
ombres auraient été bien moins marqués. Le mur et les 
piliers de la porte étaient dans une atmosphère pure, à 
une élévation de 740 pieds environ (226 mètres) au- 
dessus du niveau de la mer. Ce qu'il y a de plus remar- 
quable, c'est que Vénus n'était pas encore, eu mars, 
arrivée à sa période de plus grand éclat. Combien ces 
ombres auraient donc été plus marquées (dans de pa- 
reilles circonstances favorables), si elles avaient été 
formées par Vénus dans son plus grand éclat, à son 
éiongation orientale (9 juin) sur un mur blanchi et uni 
comme l'indique sir John Herschel 1 

Une dernière question encore à ce propos ; 

Les phases de Vénus sont-elles visibles à Voeil nu? 

M. l'abbé André, au chftteau de Crillon (Oise), écrit 
aux Mondes (juin 1868) qu'il y est bien positivement 
parvenu, a II est possible, il est même facile de con- 
naître les phases de Vénus à l'œil nu. Et ce qui m'étonne, 
dit-il, ou plutôt ce que je ne puis croire, c'est que 
cette planète si belle, qui attire naturellement le regard, 
ait été observée pendant tant de siècles sans que ce 
phénomène ait même été observé ou plutôt soupçonné, 
et qu'il ait fallu attendre l'invention des lunettes pour 
le découvrir ! Surtout, comment Copernic n'a-t^il pas 
étudié cet astre de manière à saisir quelque chose de 
ses phases^ qu'il affirmait, qu'il prophétisait presque, 
et qui devaient donner un si solide appui à sa théorie 
astronomique ! Quoi qu'il en soit, tout observateur un 
peu sérieux et suffisamment exercé peut, dès mainte- 



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176 DERNIERS TRAVAUX DE l' ASTRONOMIE. 

nant, constater le phéDomène. Vénus, en effet, se trouve 
encore en un point de sa révolution où elle le présente 
à merveille. Mais il ne faut pas attendre, pour observer, 
que la nuit soit tout à fait venue. Le meilleur moment 
est celui où le crépuscule, suffîsanmient éteint, laisse 
Vénus paraître déjà un très-bel astre, mais ne lui per- 
met pas encore de lancer tous ses feux. Alors, par une 
atmosphère favorable, en s'y prenant bien, une bonne 
vue ordinaire saisira parfaitement le croissant mince 
et effilé de la planète. Afin de m'assurer que je n'étais 
pas sous l'illusion d'une image préconçue, j'ai prié, à 
différentes reprises, plusieurs personnes, qui assurément 
no SB doutaient de rien, de regarder attentivement 
Vénus; et elles ont vu. non sans étonnement, ce que je 
voyais dès le i5 mai, alors que la moitié du disque, à 
jpeu près, se trouvait encore éclairée; on pressentait 
déjà, par l'absence de rayons dans la partie obscure, 
que la planète présentait cette forme. Mais le phéno- 
mène ne devient clairement visible que quand la con- 
cavité du croissant est très-fortement accusée. » 

Si ce n'est pas là une illusion d'optique, on se de- 
mande, en effet, comment personne n'a indiqué ces 
phases avant l'invention des lunettes, et comment même, 
sous le ciel d'Italie, Galilée n'a pas constaté ce fait au 
lieu de cacher sa découverte sous un anagramme mys- 
térieux avant de le vérifier. 



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LES ÉCLIPSES DANS JUPITER. 177 

V. 

LES ÉCUPSES BANS JUPITSa. 

(Octobre 1868.) 

L'astre magnifique qui resplendit sur notre ciel du 
soir, et dont les feux brillent avec tant d'éclat, le ma- 
jestueux Jupiter, n'est, comme on sait, qu'une planète 
opaque comme celle que nous habitons, dépourvue par 
elle-même de toute lumière, et éclairée seulement par 
le Soleil auquel notre Terre elle-même emprunte sa 
clarté. Ce monde, quatorze cents fois plus volumineux 
que le nôtre et cinq fois plus éloigné du Soleil que la 
Terre, roule sur son orbite immense à la distance de 
près de aoo millions de lieues, en une année douze fois 
plus longue que la nôtre, quoique ses jours soient de 
moitié plus courts et ne durent que neuf heures cin- 
quante-cinq minutes. Sa densité est plus faible que 
celle du globe terrestre et sa pesanteur est deux fois 
et demie plus forte à sa surface qu'ici. La lumière étin- 
celante qu'il nous envoie, et qui non-seulement le ferait 
prendre pour une étoile brillant par elle-même, mais 
encore surpasse en éclat toute l'armée du ciel, n'est 
donc qu'une lumière réfléchie. Si elle nous paraît si 
radieuse, c'est uniquement parce que nous la voyons 
d'assez loin pour que la surface entière éclairée se ré- 
duise pour nous à la faible dimension d'un point pos- 
sédant toute la clarté éparse sur la planète. En gros- 
sissant ce disque ou en nous en rapprochant, nous 

8. 

.1 

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178 DBBNIBB8 TBAVAUX DE L*ASTllOIf01IIB. 

voyons cette darté s'affaiblir, et les détails de son as- 
pect planétaire s'accentuer de mieux en mieux dans la 
tonalité jaunâtre de l'ensemble. 

Il en est de môme pour la Lune et pour la Terre. Â 
la surface de notre planète, nous jouissons d'une douce 
lumière tempérée, mais, vue de la Lune, elle paraît 
déjà comme une lune blanche gigantesque, et vue de 
Vénus et de Mars y elle est aussi brillante que l'est pour 
nous Jupiter le soir. Il y a plus, Jupiter ne reçoit même 
du Soleil que vingt-sept fois moins de lumière et de cha- 
leur que nous en recevons ; donc, si nous nous trouvions 
transportés à sa surface avec nos yeux terrestres, nous 
n'y verrions en plein midi que tout juste ce qu'il nous 
faudrait pour nous conduire, et à peu près comme ici 
après le coucher du Soleil. 

Ainsi la lumière que nous recevons de cette planète, 
après 200 millions de lieues de marche en moyenne 
(quelquefois 280, quelquefois 162) qu'elle a à parcourir 
pour nous revenir, cette lumière ne prend pour nous 
l'apparence de celle d'une étoile que parce que le vaste 
disque de Jupiter est réduit pour nous à l'aspect d'un 
simple point. Hâtons-nous d'ajouter que, malgré la dif- 
férence de lumière solaire distribuée à Jupiter avec 
celle dont nous sommes gratifiés ici, les habitants de 
Jupiter voient chez eux tout aussi clair que nous ici, et 
ne pourraient sans doute vivre ici^ pour cause d'éblouis- 
sèment chronique, attendu que leurs yeux sont con- 
struits justement en harmonie aveeje degré de lumière 
au milieu duquel doit s'écouler leur existence (*). 

(*) F'oir notre ouvrage les Mondes irnaginaires et les Mondes , 
réeîsy io« édition, p. 58. i 



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LES éCLIPSBS DANS JUPITER. I79 

Le fait particulier sur lequel nous voulons appeler 
FattentioD pendant cette période du règne de Jupiter 
sur nos soirées d'automne, c'est celui dés éclipses de 
Soleil sur cette planète, éclipses qui sont absolument 
du même ordre que les éclipses de Soleil produites sur 
la Terre par la Lune, mais dont nous pouvons observer 
d'ici la marche et apprécier exactement la nature bien 
plus facilement que nous pouvons le faire pour les notices. 

En effet, pour observer sur la Terre une éclipse de 
Soleil, il nous faut, ou bien attendre de longues années 
qui l'amènent dans le pays que nous habitons, ou 
bien entreprendre des expéditions lointaines en Chine, 
à la presqu'île de Malacca, en Océanie, aux antipodes, 
expéditions qui nécessitent un budget spécial, et qui 
trop souvent encore sont rendues stériles par un mal- 
heureux nuage qui vient justement se placer devant le 
Soleil au moment du phénomène. 

Eh bien ! pendant que Jupiter se place en des con- 
ditions d'observation qui semblent choisies tout exprès 
pour solliciter nos études, on peut, sans se déranger 
beaucoup, sans attente, sans fatigue, avec une simple 
lanette astronomique supportant un grossissement de 
cent fois, se donner le plaisir d'observer sur cette terre 
lointaine le mécanisme des éclipses d'une manière bien 
autrement instructive (qu'en subissant ici une éclipse 
de Soleil causée par notre Lune. 

Les éclipses de Soleil sur Jupiter sont très-fré- 
quentes, attendu qu'il possède à lui seul quatre lunes, 
tournant toutes les quatre autour de lut beaucoup plus 
rapidement que la nôtre autour de notre globe. 

Il ne se passe presque pas de jour où Ton ne puisse 



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l8o DERNIERS TRAVAUX DE L*ASTRONOMIE. 

en observer, tant sont courtes les révolutions de ces 
Satellites , lesquelles sont de quarante-deux heures et 
demie pour le premier, de trois jours et demi environ 
pour le second, de sept jours trois heures pour le troi- 
sième, et de seize jours seize heures pour le quatrième. 
11 suffit souvent pour cela de quelques heures d'atten- 
tion. Ainsi, dans le seul mois d'octobre, et pour une 
heure déterminée (i i heures du soir), la Connaissance 
des temps en signale trois, une le i**", une le 17, et une 
le 3i. Mais, à l'aide des tableaux configuratifs que pu- 
blie ce Recueil, il est facile de trouver soi-même toutes 
les autres. 

Dans ces éclipses, on voit ti'une manière très-dis- 
tincte la marche de la pointe du cône d'ombre d'un sa- 
tellite sur la planète, marche lente et très-facile à suivre 
de l'œil, et dont on se rend un compte immédiat, puis- 
que, en même temps qu'on voit l'ombre s'avancer, on 
aperçoit en avant, à peu de distance de la planète, et 
quelquefois devant elle, sous l'aspect d'un point plus 
brillant que son disque, le petit satellite qui, en se pro- 
menant, cache le Soleil aux habitants situés sur son 
parcours. 

Ce fait d'une éclipse de Soleil produite sur un autre 
monde nous intéresse d'autant mieux que c'est absolu- 
ment le même fait qui se produit sur le nôtre, qui a eu 
lieu le 18 août dernier sur une zone terrestre bien 
éloignée de la France, fait que l'on s'attache toujours 
à observer avec le plus grand soin, dont on prédit l'ar- 
rivée à moins d'une seconde près, et qui constitue 
l'un des éléments les plus importants du système des 
mouvements célestes. 



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LES ÉCLIPSES DANS JUPITER. l8l 

Tandis que Jupiter plane ainsi sur nos têtes, on sera 
donc bien récompensé de l'attention qu'on pourra porr 
1er à cette belle planète, non-seulement par le spec- 
tacle de ce globe immense suspendu dans le vide éter- 
nel au milieu des quati;e satellites qui raccompagnent, 
— image de la position de la Terre ! — mais encore 
par Texamen facile qu'on pourra faire directement du 
mouvement des corps célestes et de la production des 
éclipses. 

Qui sait ? nous parlons tranquillement ici de ce phé- 
nomène céleste, et nous le regardons s'accomplir dans 
le silence d'une nuit étoilée, sans songer que peut-être 
il est là-bas l'objet de révolutions immenses dans l'es- 
prit des habitants de* Jupiter. Peut-être des généraux 
d'armée comme Nicias et Epaminondas voient-ils avec 
terreur le courage abandonner leurs soldats et le déses- 
poir désunir leurs camps à l'aspect de ce cataclysme 
apparent du ciel. Peut-être des populations entières 
tombentrelles à genoux devant le pâle Soleil qui s'éteint, 
implorant le grand dragon invisible dont la voracité 
s'attaque à Tastre du jour. Peut-être un souverain s'en 
sert-il pour abdiquer ou pour ravir un trône. Peut-être 
un grand prêtre y ordonne- t-il des prières pour apaiser 
la colère du ciel dont l'éclipsé est un signe manifeste. 
Et nous, observateurs indififérents, nous ne voyons dans 
cette marche de l'ombre lunaire qu'un témoignage in- 
structif du mouvement d'un petit système de corps cé- 
lestes 1 

' Mais au contraire^ sans doute, les habitants de Ju- 
piter, plus avancés que nous dans le monde intellectuel, 
n'ont plus ni armées, ni superstitions, ni tyrannies, ni 



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I82 DBBNIIEB9 TRAVAUX DB L'ASTBÔNOHIB. 

esclavages. Jouissant d*un printemps perpétuel, d'une 
vaste et opulente surface planétaire, d'années longues 
et laborieuses, et d'un spectacle astronomique perma- 
nent qui a dû rapidement amener en eux la connaissance 
du véritable système du monde physique et moral, ces 
êtres fortunés seraient bien surpris si on leur apprenait 
que sur une petite planète presque invisible pour eux 
(semblable à un point noir sur leur soleil), il y a des 
êtres animés qui se sont décernés le titre de raison- 
nables, mais qui, en réalité, plus raisonneurs que rai- 
sonnables, depuis une vingtaine de mille ans qu*ils sont 
là, n'ont pas encore appris à penser. Ils s'étonneraient 
singulièrement si on leur disait qu'en religion le devoir 
est d'anéantir sa raison; qu'en morale le comble de la 
vertu est de s'isoler du monde et de passer sa vie à 
pleurer; qu'en politique l'acte le plus éminent est de 
se livrer corps et biens à un maître; que dans la science, 
la littérature et les arts, la confraternité cache presque 
partout une inquiète jalousie ; que la vérité est exilée de 
l'histoire, que Ton passe sa vie à gratter le sol pour 
amasser des trésors que l'on n'emportera pas, et que 
c'est là l'état du peuple le plus spirituel de la Terre. 

Si jamais on faisait cette révélation aux habitants de 
Jupiter, ils auraient beau examiner ls( situation de notre 
petite planète contre le Soleil et en conclure qu'il n'y 
a rien de surprenant à ce que ce soient des cerveaux 
brûlés qui habitent là ; néanmoins ils n'oseraient jamais 
consentir à admettre que les quatre-vingt-dix-neuf cen- 
tièmes des habitants de la Terre ont abdiqué leur faculté 
de penser, et chargé le centième restant de penser pour 
eux. IMais ce qui leur causerait sans doute un rire in- 



,y Google 



LBS ÉCLIPSES DANS JUPITER. l83 

extinguible, ce rire colossal que le vieil Homère nous 
représente comme étant un privilège spécial des dieux 
olympiques, ce serait de leur assurer que les pontifes de 
la Terre ont enseigné sous peine du feu éternel et du 
bûcher, et enseignent encore avec conviction, que la 
Terre est le but de la création divine, que l'univers 
entier, visible et invisible, a été construit pour Thomme 
terrestre, que la création du monde et la fin du monde 
sont liées à l'histoire de la race d'Adam, et que tout 
ce qui existe, a existé et existera se rapporte à Vhu- 
manimal terrestre. 

Les éclipses de Soleil sur Jupiter nous amènent à 
parler un instant de ses éclipses de Lune. Les quatre 
satellites de cette planète peuvent, en effet, nous sug- 
gérer des réflexions analogues à celles que nous venons 
de faire , lorsque , passant derrière la planète et deve- 
nant obscurs, ils disparaissent tout à coup aux yeux 
de ses habitants au moment même où, comme notre 
Lune, ils sont dans leur plein et brillent par conséquent 
de leur plus vif éclat. 

Ces éclipses des satellites de Jupiter ne sont pas moins 
fréquentes sur cette planète que les éclipses de Soleil, 
et la Connaissance des temps les signale au nombre de 
quatre pendant ce même mois d'octobre (les 2, 6, a4 
et a5), toujours pour une seule heure (11 heures du 
soir). Au surplus, elles ont joué en astronomie un des 
plus grands rôles, puisque c'est à leur observation que 
l'on doit la découverte de la vitesse de la lumière. 

On sait en effet que la lumière emploie huit minutes 
treize secondes à venir du Soleil jusqu'à nous. Or, le 
système de Jupiter étant situé à cinq fois environ la 



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l84 DERNIERS TRAVAUX DE l' ASTRONOMIE. 

distance de la Terre au Soleil, la lumière met quarante 
et une minutes environ à traverser cette étendue. Donc, 
quand la Terre et Jupiter se trouvent sur une même 
ligne, du même côté du Soleil, la Terre étant située 
entre les deux, la lumière réfléchie par Jupiter nous 
arrive après quarante et une moins huit miuutes, c'est- 
à-dire après trente-trois minutes seulement. Au con- 
traire, quand Jupiter est pour nous de l'autre côté du 
Soleil, sa lumière nous arrive après quarante et une 
plus huit minutes, c'est-à-dire après quarante-neuf mi- 
nutes. Il en résulte que, selon la distance variable de la 
Terre à Jupiter, nous voyons les éclipses de ses satellites 
s'effectuer après qu'elles ont eu lieu, et qu'elles ont pour 
nous trente- trois minutes de retard à la distance mini- 
mum et quarante-neuf minutes à la distance maximum. 
Comme les premières tables de ces éclipses avaient 
été construites indépendamment de cette correction, 
alors inconnue, il arriva qu'au lieu d'observer ces 
éclipses à l'heure indiquée par la théorie, on leur trouva 
tantôt huit minutes d'avance sur l'heure moyenne, 
tantôt huit minutes de retard. Il était impossible d'ex- 
pliquer de telles anomalies. Comme elles étaient liées 
à la distance de Jupiter à la Terre, l'astronome Roëmer, 
à la fin du xvii* siècle, leur assigna pour cause pro- 
bable le trajet des rayons lumineux, qui mettraient 
plus de temps à franchir une étendue plus grande 
qu'une plus petite. Ce fut là l'origine de la découverte 
de la vitesse de la lumière. Jusqu'alors on l'avait crue 
instantanée. Voilà comment nous savons aujourd'hui 
que la lumière emploie seize minutes vingt-six secondes 
à traverser l'orbite terrestre, trois ans et huit mois à 



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LES SATELLITES DE JUPITER. l85 

nous venir de l'étoile la plus rapprochée, cinq millions 
d années à nous venir de certaines nébuleuses! Il peut 
se faire qu'il y ait des étoiles ayant existé longtemps 
avant la formation du globe terrestre, qui se soient 
éteintes à l'époque de cette formation, avant l'apparition 
de l'homme ici-bas, qui n^existent plus depuis cette 
époque, et que cependant nous voyons encore y et que 
nous observons même avec le plus grand soin pour en 
connaître la nature 1 1 1 



VI. 

mSPARXTZOH BBS ÇUATRS 8ATSIAXTES 
BE JUPITER Z.E ftl AOUT JL867. 

Les satellites de Jupiter ne peuvent pas être éclipsés 
tous en même temps, à cause de la loi singulière qui 
règle le mouvement des trois premiers. Voici cette règle : 

a Si , à la vitesse angulaire moyenne du P' satellite, 
on ajoute deux fois celle du IIP, la somme est égale à 
trois fois la vitesse du IP. » û suit encore de là que si, 
à la longitude moyenne du P**, on ajoute deux fois celle 
du 111% et que de la somme on retranche le triple de 
celle du IP, le reste est une constante égale à i8o°. 
Si donc le IP et le IIP sont dans la même direction 
que le centre, le P' se trouve à la partie opposée, et 
par conséquent il n'est pas possible qu'ils soient éclip- 
sés tous les trois simultanément. 

Mais si les satellites ne peuvent être éclipsés tous à 
la fois, il arrive néanmoins, bien que rarement, que 
tous peuvent être éclipsés, occultés, ou projetés sur le 



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l86 DBRNIBBS TRAVAUX OB l'ASTRONOMIB. j 

disque de la planète, et dans ce cas la planète^ observée 
avec de faibles grossissements , apparaît comme si elle 
était sans satellites. 

Plusieurs combinaisons de cette sorte sont rapportées 
dans Thistoire de Tastronomie. Molyneux a observé le 
phénomène le 2 novembre 1681; W. Herschel, le 23 mai 
1802; Wallis, le i5 avril 1826; et Greisbacb, le 27 sep- 
tembre 1843. 

En prenant pour unité le rayon équatorial de la 

Terre, on obtient : 

I 

Rayons de la Terre. 

Distance moyenne de Jupiter nu Soleil. 130040, 00 

Distance du Soleil à la Terre 33073,00 

Demi-diamètre du Soleil 1 07 , 40 

Demi-diamètre équatorial de Jupiter.. 11,06 

Demi-diamètre polaire de Jupiter. . .. 10,41 

Demi-diamètre équatorial de la Terre. 1 ,00 

Jupiter répand derrière son disque un cône d'ombre, 
limité géométriquement par les rayons lumineux émanés 
des bords du Soleil et rasant ceux de la planète. Con- 
naissant les dimensions respectives de Jupiter et du 
Soleil et la distance moyenne des deux astres, on peut 
tracer le cône d'ombre et obtenir son sommet, qui se 
trouve à la distance de 1 3 780 diamètres terrestres der- 
rière Jupiter. 

La longueur de Fombre varie avec la distance de la 
planète au Soleil : le 21 août, la longueur du cône 
d'ombre répandu derrière Jupiter devait être seulement 
de 13264. 

Il s*en faut toutefois que les limites du cône d'ombre 



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LBS SATELLITES DE JUPITEB. 187 

soient nettement tranchées et qu'on passe subitement de 
la nuit complète à tout l'éclat de la lumière donnée par 
le Soleil ; comme dans le cas de Fombre terrestre, il y 
a une j)énombre qui commence à la limite de l'ombre 
pure et qui, allant en diminuant, passe insensiblement 
de l'obscurité à la lumière. L'immense atmosphère de 
Jupiter doit enfin infléchir ceux des rayons de lumière 
qui la traversent, les rejeter de l'intérieur du cône 
d'ombre et en diminuer la largeur et retendue. 

Les quatre satellites se meuvent autour de Jupiter 
dans le sens des révolutions de tous les corps céjestes, 
c'est-à-dire d'occident en orient. On les voit se di- 
riger de gauche à droite, relativement à la planète, 
quand ils parcourent la partie inférieure de leurs 
orbites, c'est-à-dire celle qui est située entre la Terre 
et Jupiter. Ils se meuvent de droite à gauche dans la 
partie supérieure située au delà de Jupiter. Nous par- 
lons des mouvements réels tels qu'on les voit dans les 
lunettes qui ne renversent pas les objets. Quand la 
lunette renverse, toutes les apparences changent de 
sens. 

Une règle simple permet de se reconnaître facilement 
à cet égard, quelle que soit la nature de l'instrument, 
lunette ou télescope. La planète étant amenée dans le 
champ optique, on laissera l'instrument immobile, et 
Von examinera dans quel sens Jupiter paraîtra se mou- 
voir; on connaîtra ainsi le sens d'orient en occident. 
C'est dans ce même sens apparent que les satellites 
parcourent la partie inférieure de leur orbite; ils dé- 
crivent la partie supérieure en sens contraire. 

Rappelons maintenant les distances rapportées au 



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l88 DERNIERS TRAVAUX DE l' ASTRONOMIE. 

demi-diamètre équatorial de Jupiter pris pour unité, 
et les durées des révolutions sidérales : 

Durée des 
' Distances, révolutions. 

Jupiter, demi-diamètre équatorial. i,ooo jonrs. 

I«' satellite. Distance moyenne. . . ' 6,049 » ^769 

II* satellite. . ... g^ôaS 3,55i 

Ul« satellite. » ... i5,35o 7,i55 

IV« satellite. » 26,998 16,689 

Longueur du cane d'ombre 1246 

Un satellite peut devenir invisible de trois manières : 
1*^ eu décrivant la partie supérieure de son orbite, il 
peut se plonger dans l'ombre portée par Jupiter; a** i! 
peut se cacher derrière le disque même de la planète ; 
3° en décrivant la partie inférieure, il peut passer de- 
vant le disque et sembler invisible, parce que son éclat 
se confond avec celui de Jupiter. 

Aucune de ces trois circonstances ne saurait se pro- 
duire à la fois pour les trois premiers satellites, puisque 
nous avons vu qu'ils ne peuvent se trouver simultané- 
ment sur une même droite partant de Jupiter. 

I** Éclipses, — La longueur du cône d'ombre étant 
46 fois plus grande que la distance 27 du dernier sa- 
tellite, les éclipses des quatre satellites sont possibles; 
elles seraient même inévitables à chaque révolution si 
Jupiter et ses satellites se mouvaient rigoureusement 
dans l'écliptique. Comme il n'en est pas tout à fait ainsi, 
le quatrième satellise s^éclipse bien à chaque révolution 
pendant quatre ans; mais ensuite, pendant deux ans, 
il passe au-dessus ou au-dessous de Jupiter sans être 
éclipsé. 

Avant Topposition de Jupiter, c'est-à-dire tant qu'il 



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LES SATELLITES Ofi JUPITER. 189 

passe au méridien après minuit, Tombre portée est 
située à l'occident de la planète; les immersions des 
satellites dans Tombre et leurs émersions ont lieu de oe 
côté. Cest le cas du 21 août. Après l'opposition, quand 
Jupiter passe au méridien avant minuit, les immersions 
et les émersions ont lieu à l'orient de la planète. 

Comme une partie de l'ombre est toujours située pour 
nous derrière le disque de Jupiter, il peut arriver qu'à 
l'occident on ne voie que l'immersion d'un satellite, 
l'émersion de l'ombre s'effectuant derrière la planète; 
à l'orient, c'est le contraire, l'immersion peut s'effectuer 
derrière le disque de Jupiter, et alors l'émersion seule 
est observable. 

La disparition d'un satellite dans l'ombre n'est pas 
un phénomène instantané. Ces petits astres ont un 
diamètre sensible, et ils n'entrent dans l'ombre que 
peu à peu ; en outre, ils perdent leur lumière progres- 
sivement, à mesure qu'ils traversent les parties de plus 
en plus obscures de la pénombre. II suit de là que l'in- 
stant de la disparition varie d'un observateur à Fautre, 
suivant la puissance de la lunette et la pénétration de 
la vue. Avec une lunette de 6 pouces, un satellite dis- 
paraît quand il ne brille plus que comme une étoile de 
onzième grandeur, tandis qu'on le voit encore dans une 
lunette de 9 ou de 12 pouces d'ouverture. 

2** Occukations derrière la planète, — Il est assez 
difiBcile d'en constater l'instant précis. Le satellite, doué 
d'un éclat intrinsèque égal à celui du disque, s'en ap- 
proche peu à peu ; on l'en distingue d'autant plus long- 
temps qu'on dispose d'un grossissement optique plus 
considérable^ dans les limites où la puissance de i'in- 



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igo DERNIERS TRAVAOX DE L*ASTRON0MIfi. 

strument et Tétat de l'atmosphère forcent à se tenir. 
Lors de la réapparition, on ne peut la consftater que 
lorsque le satellite est déjà sorti. 

3* Passages sur le disque de Jupiter, — Uentrée et 
la sortie offrent les mêmes difficultés d'observation que 
le commencement et la fin des occultations. 

Il arrive quelquefois que le satellite est visible sur le 
disque^ lorsqu'il vient à se projeter sur les parties les 
plus obscures des bandes sombres qui traversent le 
globe de Jupiter. Inversement, on peut quelquefois le 
distinguer comme une tache grise, quand il se projette 
sur les parties plus claires du disque ; mais, comme cela 
n'arrive pas toujours ainsi , on en a conclu qu'il y a 
sur la surface des satellites des parties plus obscures 
les unes que les autres, et qui nous sont successivement 
présentées par l'effet des rotations. De la loi du retour 
des parties obscures on a même cru pouvoir déduire 
que les satellites tournent sur eux-mêmes dans ie même 
temps qu'ils effectuent leurs révolutions autour de la 
planète. Cette dernière conséquence aurait besoin d'être 
discutée attentivement. 

Voici maintenant les phénomènes du ai août 1867, 
dans l'ordre où ils se sont produits, en temps moyen 
de Paris. Un seul des satellites, le second, passait dans 
l'ombre et derrière le disque ; les trois autres passaient 
devant le disque de Jupiter. 

21. 7** i4™. Lever de Jupiter. 

gh 33in^ Le III« satellite entre sur le disque de 

Jupiter. 
9^ 19™. Le II* entre dans l'ombre. 
9*> 37". Le 1V« entre sur le disque. 



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LES SATELLITES DE JUPITER. I9I 

lo** i3™. Le l^i* entre sur le disque. 

Les quatre tateVUtes sont invisibles- 
\i^ 58°>. Le III* quitte le disque de Jupiter. 
22. minuit sa™. Le II* sort de dessous le disque, derrière 
lequel s'était effectuée son immersion de 
Tombre. 
minuit 32*)^. Le W quitte le disque. 
2^ 3™. Le IV« quitte le disque. 

Les quatre satellites sont Tisibles. 

A rObservatoire deGreenwich, dix observateurs ont 
suivi ces phases si rares. Ils s'accordent à dire que 
Japiter présentait cinq belles bandes équatoriales, et 
que les satellites et leurs ombres , tranchant sur ces 
bandes, faisaient l'effet de notes de musique. Un obser- 
vateur de Worcester donne des détails photométriques 
extrêmement curieux. Pour lui, les satellites étaient 
de «couleur dorée ou cannelle, les ombres noires et les 
bandes joviennes rose pâle, comme nos nuages crépus- 
culaires. Â quoi faut-il attribuer ces particularités? 
A une plus grande sérénité de Tatmosphère ou à des 
illusions d'optique; car aucun autre observateur n'en 
fait mention. 11 y aurait lieu à une intéressante source 
d'observations. 

Pendant le passage des satellites de Jupiter sur le 
disque de la planète, M. Weston a constaté des ombres 
doubles; il y avait, par conséquent, au-dessous du pre- 
mier satellite, un second petit point noir, dont la posi- 
tion semblait changer par rapport au premier. Pound 
a déjà fait une observation analogue en 1719, et il dit 
que l'un des points noirs était le satellite, l'autre son 
ombre. 



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iga DEBNIERS TRAVAUX DE L'ASTRONOMIE. 

A l'Observatoire de Palerme, on a observé ce singu- 
lier cas de la planète avec un excellent télescope de 
Merz. Les satellites, invisibles avec de faibles grossisse- 
ments, se voyaient admirablement au grand télescope ; 
de sorte que pendant un bon espace de temps on aper- 
çut clairement six petits corps semblables à de petits 
globes qui passaient sur la face de la planète, savoir : les 
trois satellites dans leur passage et trois autres provenant 
des ombres projetées par les premiers sur le disque de 
la planète et qui présentaient l'apparence des trois 
autres corps noirs. 

Les temps de l'éclipsé et des passages des satellites, 
notés par le professeur Tacchini, sont les suivants : 



1U«. I" contact. ... 


. gh 7«25- 




2« » .... 


.. 9 i3. 54 




Disparition dull«.. 


. . 10 3 29 


Temps moyei\ de 


IV«. i« contact.. . 


.. 10 18 45 


Palerme le ai août 


a* .» .... 


.10 2 57 


1867. 


1". I" » 


. . 10 56 18 




a« . .... 


. 10 4s 





Dans le passage des trois satellites , on a observé la 
diminution habituelle d'éclat à mesure qu'ils s'appro- 
chaient du centre de la planète, où ils prenaient une 
teinte cendrée, dense et non uniforme. Mais le P** sa- 
tellite s'est montré bien plus lumineux que le IIP et 
le IV'; près du bord, il était très-brillant et d'une 
teinte uniforme. Comme nous l'avons dit, cette dispo- 
sition des satellites de Jupiter est très-rare. 



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PASSAGE DE MERCURE SUR LE SOLEIL. igS 



vn. 



PASSAGE BB MB&CUBJB SUR XJB fO^-^arg. 
I.E 5 HOVSBIBRS 1S6S. 

D'après les calculs astronomiques^ le monde de Mer^ 
cure devait passer entre le Soleil et nous, à 14 millions 
de lieues du Soleil et à 28 millions de lieues de la Terre, 
le jeudi 5 novembre 1868, au lever de l'astre du jour. 
C'était là un spectacle fort intéressant et assez rare; 
aussi les astronomes étaient-ils à leurs télescopes au 
moment calculé pour Tapparition du phénomène. 

J'ai pu observer et dessiner avec exactitude ce petit 
événement astronomique. 

Ce fait, assez rare en lui-même, puisqu'il ne se re- 
produira, d'ici à la fin du siècle, qu'en 1878, 1881, 
1891 et 1894, et ne sera pas visible chaque fois à Pa- 
ris, mérite d'arrêter un instant notre attention^ en ce 
qu'il nous éclaire mieux que toute explication théori- 
que sur la double combinaison du mouvement de la 
Terre et du mouvement de Mercure autour du Soleil. 

Nos lecteurs connaissent la nature de ces mouvements. 
Le point essentiel sur lequel il est toujours bon d'in- 
sister, c'est que le Soleil, 824479 fois plus lourd et 
i3ooooo fois plus gros que la Terre, occupe le centre 
du système planétaire auquel appartient le mondé que 
nous habitons. 

La Terre circule en un an autour de lui, £ur une or- 
bite presque circulaire mesurant 232 millions de lieues 
m g 



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194 DEBNIERS TRAVAUX DE l'aSTRONOMIE. 

d'étendue, et éloignée par conséquent à 87 millions de 
lieues environ du centre solaire. En dedans de l'orbite 
terrestre, plus rapprochés du Soleil, et circulant sur des 
orbites moins vastes, inférieures à l'orbite terrestre, 
gravitent Mercure et Vénus : Mercure circule à la dis- 
tance de 14780000 lieues du Soleil, en une année de 
88 jours; Vénus, à la distance de 27618000, en une 
année de '224 jours. De la combinaison de ces mouve- 
ments avec celui de la Terre autour du Soleil, il résulte 
que ces deux planètes passent de temps en temps en- 
tre le Soleil et la Terre et produisent pour nous une 
véritable petite éclipse de Soleil. 

Comme le plan de Torbite de Mercure, aussi bien que 
celui de l'orbite de Vénus, ne coïncide pas avec le 
plan de Torbite terrestre, ces deux planètes ne se pro- 
jettent pas précisément sur le Soleil toutes les fois que 
leurs mouvements les amènent entre lui et la Terre; 
elles passent ordinairement soit au-dessus, soit au- 
dessous, et alors on ne les voit pas, puisque leur 
hémisphère éclairé par le Soleil est naturellement du 
côté de cet astre et leur hémisphère obscur de notre 
côté. Ce n'est qu'à de rares intervalles que les balan- 
cements respectifs des plans des orbites amènent Tune 
ou l'autre de ces planètes justement sur la face solaire. 
Ainsi, les derniers passages de Vénus ont eu lieu en 
1761 et 1769^ et les prochains auront lieu en 1874 et 
1882. Les derniers passages de Mercure, avant celui de 
novembre 1868, ont eu lieu en 1848 et 1861. 

La planète Mercure a répondu à l'appel du Bureau 
des longitudes de France. Le matin du 5 novembre, 
elle était à son poste a l'heure fixée, et se dessinait sur 



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t^ASSÂGË 1)13 KERCURË SUK LE SOLEIL. igS 

le Soleil sous la forme d*une petite tache ronde, abso- 
lument noire, nettement définie. 

L'atmosphère parisienne, cependant, était loin d'être 
propice à Tobservation. Entré pendant la nuit à 5*" 34° 
du matin sur le Soleil, Mercure avait déjà accompli 
près de la moitié de sa course au lever de l'astre ra- 
dieux. Astre radieux! c'est une pure métaphore en ce 
temps de brumaire. Des nuages épais étendaient dans 
l'atmosphère leur voile lugubre et impénétrable. L'œil 
le plus attentif ne pouvait découvrir la moindre éclaircie 
dans le ciel entier. 

Pendant plus d'une heure et demie l'atmosphère 
garda son épais rideau désespérant, qui flottait sous le 
souffle d'un humide vent d'ouest. Pour comble de mal- 
heur, ce n'était pas seulement une simple couche de 
nuages qui pesait ainsi sur la tête inquiète de l'obser- 
vateur, mais deux couches immenses : la plus haute, 
formée de cirrus blancs disséminés en forme de larges 
balayures ; la plus basse formée de cumuli-strati som- 
bres et à peine éclairés par le lointain Soleil. 

Arago avait bien raison de dire, dans sa Notice sur 
Sylvain Bailly, que l'Astronomie est un dur métier, et 
que nos connaissances actuelles ne sont dues qu'à une 
série étonnante d'efforts persévérants et d'infatigable 
patience, et j'ai pu constater une fois de plus pour ma 
part que l'attente en plein air des conditions de l'obser- 
vation d'un phénomène céleste est un peu plus rude 
que la description de ce même, phénomène devant fa 
cheminée d'un salon. Mais, il faut tout dire, on est si 
heureux au moment où l'on a le privilège de contem- 
pler ces merveilles que soudain, toute fatigue oubliée, 



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196 DUMIUS TIATAUX DE l'aSTRONOMIB. 

les mormures sur DOtre triste Terre (si peu faite pour 
rastroDomie) cessent comme par enchantement. Ainsi, 
le voyageur arrivé au sommet des Alpes oublie tout à 
coup, dans l'admiration du spectacle, les durs sentiers 
et les précipices de Tascension. 

Fig. 38. 




Route de Mercure sur le disque solaire, le 5 novembre. 

Ce n'est qu'après sept grands quarts d'heure d'une 
attente constante, devant laquelle l'œil perplexe épie, 
de seconde en seconde, sans pouvoir percer les nuages 
mobiles, que le Soleil fit enfin son apparition dans une 
belle éclaircie. La planète était là, se détachant eu noir 



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PASSAGE DE MERCURE SUR LE SOLEIL. Î97 

non loin du bord occidental vers lequel elle approchait 
lentement. 

A première vue, on pouvait facilement prendre pour 
Mercure une tache presque ronde (a) qui planait dans la 

ï^»S- 29. 




Défails de la figure précédente* 

région opposée du disque. Cette tache était, en effet, 
de dimension égale à la projection de la planète ; mais, 
en l'examinant attentivement, on ne tardait pas à dé- 
couvrir autour d'elle une pénombre, et dans son noyau 
des formes irrégulières. 

La planète Mercure était exactement ronde, et je 
n'ai pu reconnaître aucune trace d'aplatissement à ses 
pôles, même en employant de forts grossissements. Elle 
était sensiblement plus noire que les taches solaires. 



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;...-.<: ai jt:.rT> ,^rL *- >a Oe i* in du phénomène. 




Quart nord-ouest du disque solaire montrant les détails 
du passage de Mercure. 

Indépendamment de la tache précédente, trois grou- 
pes de taches occupaient la partie inférieure (image 
renversée) du disque solaire. L'un de ces groupes, le 
plus rapproché du centre, changea d^aspect en moins 
d'une heure que j'ai employée à le dessiner. 

Le demi-diamètre du Soleil étant, ce jour-là, de 
iG'io", et celui de Mercure de 5", on voit que les deux 
disques sont entre eux dans le rapport de 970 à 5, ou 



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PASSAGB DE MERCURE SUR LE SOLEIL. 199 

de 194 a I. Pour notre figure, si nous pouvions donner 
au Soleil un diamètre de 194 millimètres, Mercure se- 
rait représenté par un petit cercle noir de i millimètre. 
La justification de la page nous oblige à ne donner au 
disque solaire que 55 millimètres de rayon; Mercure 
offrirait à la même échelle o"",57 seulement de dia» 
mètre : un peu plus de la moitié de i millimètre. Tel 
est le rapport exact de la planète et du disque sur lequel 
elle passe. 

C'est vers 9^*9" 3o» que la planète arriva en contact 
interne avec le limbe lumineux du Soleil et commença 
sa sortie. Nous ne donnons pas cet instant comme ri- 
goureusement déterminé, et surtout nous nous gardons 
bien d'inscrire des dixièmes de seconde, car l'observa- 
tion soigneuse de ce phénomène de môme que celle du 
contact externe nous a convaincu qu'il est absolument 
impossible d'être sûr de l'instant précis de Tun ou de 
l'autre contact, à moins de plusieurs secondes près. 
L'esprit hésite pendant longtemps avant d'être bien 
assuré que le disque solaire est. enlamé ou que l'échan- 
crure persiste encore. 

C'est vers 9'' i i"5o' que la planète cessa d'échancrer 
le limbe solaire et parut tout à fait sortie. 

Ces heures sont corrigées de la réfraction et de l'ef- 
fet de la parallaxe pour Paris. 

Nous avons tracé, comme une corde traversant la 
région nord-ouest du disque solaire, la route suivie par 
Mercure pendant son passage, avec les circonstances 
principales de l'observation. L'image est renversée, 
comme dans toutes les observations faites à la lunette 
astronomique. Le prochain passage aura lieu dans dix 



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aOO DERNIERS TRAVAUX DE L'ASTRONOMIE. 

ans. Nous nous ferons un plaisir d'en avertir nos lec- 
teurs. 

Tandis que Mercure sortait du disque brillant do 
Soleil, pendant a minutes et ao secondes le bord so- 
laire parut échancré comme par une balle. L'échan- 
crure devint bientôt demi-circulaire, puis diminua de 

Fig. 3o. 




Mercure sortant du disque solaire.' 



plus en plus. La fig, 3i montre exactement l'échan- 
crure produite par la planète sur le bord du disque 
solaire. 

Les passages de Mercure ont été peu et difficilement 
'Observés jusqu'à ce jour, non-seulement à cause de 
leur rareté, mais encore à cause de l'époque de l'année 
où ils se produisent. Ils ne peuvent se produire, en ef- 
fet, qu'au commencement de novembre, et parfois, plus 
rarement, au commencement de mai. Or, les beaux 



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PASSAGE DE MERCURE SUR LE SOLEiL. SIOI 

jours sont rares en novembre, et peu s*en est fallu que 
ce passage-ci n'ait été, comme celui de 1861, invisible 
pour Paris. 

Le spectacle que Mercure vient de nous offrir, nous 
l'offrons de temps en temps nous-mêmes aux habitants 
de Jupiter, qui sont plus instruits que nous à notre 
propre égard : car ils savent que la Terre est un astre 
du ciel. Il y a beaucoup de Terriens, d'Européens et de 
Français qui ne s'en doutent pas. 

Le premier qui ait incontestablement aperçu Mer- 
cure sur le Soleil est notre compatriote Gassendi, pro- 
fesseur au Collège de France et chanoine de Digne; 
c'était le 7 novembre i63i. Il reconnut la petite tache 
ronde formée par la planète en projetant l'image solaire 
sur une feuille de papier blanc dans une chambre obscure. 

La planète Mercure est environnée d'une atmosphère 
dans le sein de laquelle se forment des nuages et des 
mouvements météoriques comme sur la Terre que nous 
habitons. Son diamètre représente environ le tiers de 
celui de la Terre. Des saisons beaucoup plus disparates 
que les nôtres coupent son année en quatre parties dis- 
tinctes de vingt-deux jours chacune. Ses habitants 
voient le Soleil sept fois plus gros que nous ne le voyons, 
et en reçoivent sept fois plus de lumière et de chaleur. 
Mais, soit que l'atmosphère tempère cette chaleur et 
s'oppose moins que la nôtre au rayonnement nocturne, . 
soit qu'en effet cette chaleur soit beaucoup plus in- 
tense que celle que nous recevons,' nous devons être 
assurés que les habitants de Mercure n'ont pas été con- 
struits pour vivre sur la Terre et sont chez eux dans 
leur milieu naturel. Pour eux, la Terre que nous habi- 

9- 

Digitized by VjOOQ IC 



20a DEAPaEBS TRAVAUX DE L'ASTRONOMIE. 

tons est semblable à une étoile de première grandeur, 
comme Jupiter Test pour nous. Se doutent-ils qu'il y a 
ici des gens qui parlent d'eux? 

C'est ainsi que toutes les planètes gravitent simulta- 
nément dans le ciel, et que leurs habitants contemplent 
sans se connaître et sans se voir leurs séjours célestes 
réciproques. Ces vérités modifient sensiblement les 
croyances fondées sur la prétendue dualité du Ciel et 
de la Terre. Il n'est pas tout à fait indifférent à la phi- 
losophie de savoir que nous sommes actuellement dans 
le Ciel, oui, actuellement, tout aussi complètement que 
chacun de nous pourrait y être dans un siècle, par 
exemple, après avoir quitté la Terre, et tout aussi bien 
que les êtres qui habitent Jupiter, Sirius ou les sys- 
tèmes steilaires de la Voie lactée. 



VIII. 

SUR U3 OAKACTiSKB I.U1VAI&S PftÉSElVTÉ 
PAR IiIS TRZMEST&E JAXWZE&, FÉVRIER 
ET MARS 1866. 

On fait parfois courir des bruits astronomiques et 
météorologiques fort singuliers. En 1866, je reçus une 
lettre du professeur Zantedeschi, le savant et laborieux 
météorologiste de TUniversité de Padoue, qui appelait 
mon attention sur une particularité assez curieuse pré- 
sentée par le mois de février 1866, particularité qui, 
disait-on, ne devait se reproduire que tous les ^^5 000 
siècles 1 savoir, que ledit mois de février s'est passé 



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CURIOSITÉS ASTRONOMIQUES. 203 

sans pleine lune. Je répondis a priori que loin d'être 
aussi singulièrement rare ce fait devait, comme les 
éclipses, se reproduire à peu près tous les 19 ans; mais 
je n'eus pas le loisir de faire immédiatement la vérifi- 
cation par le calcul. Dans une brochure publiée à Venise 
en 1 867^ M. Zantedeschi donne à sa question la réponse 
du calcul. Cette particularité peut avoir un intérêt plus 
grand au point de vue de la météorologie que sous le 
rapport astronomique. Nous traduirons donc le chapitre 
qui la concerne. 

Les mois de janvier et mars ont offert deux pleines 
lunes, tandis que le mois de février en fut totalement 
privé. Ce phénomène lunaire, dit Fauteur, a causé 
rétonnement des journalistes politiques et littéraires. Le 
Soleil (\\Solé)^ de Milan, entre autres, dans son numéro 
du 20 mars 1866, a publié, sous le titre de Phase lu- 
naire extraordinaire, les lignes suivantes : 

« Le mois de février 1866 fut un mois unique dans 
l'histoire du monde de l'astronomie ; il n'y eut pas die 
pleine lune; janvier en eut deux, mars en aura deux. 
Cette disposition des temps, de laquelle résulte que la Lune 
a rendu visible son disque entier pendant quelques heu- 
res avant le commencement et quelques heures après la 
fin du mois, est un événement très-rare dans la nature. 
Et, pour démontrer sa rareté, nous remarquerons 
qu'elle ne s'est jamais produite depuis l'époque de la 
création du monde selon la Genèse ; et, ce qu'il y a de 
plus curieux, c'est que le phénomène ne se reproduira 
pas (au dire des astronomes les plus célèbres) avant 
1 millions et demi d'années. » 



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204 DERNIERS TRAVAUX DE l'ASTRONOMIE. 

Cet arlicle fut reproduit dans les principaux journaux 
d'Italie sans commentaire, ni analyse, ni explication. 
C'est pourquoi j'écrivis à plusieurs savants astronomes, 
pour ^qu'ils voulussent bien éclairer le public; entre 
autres, je nommerai en particulier le célèbre directeur 
de l'Observatoire astronomique de Brera, à Milan. 

Sans doute, leurs travaux plus importants les ont 
empêchés de s'occuper immédiatement de ce détail, et 
je n'ai pas eu lieu d'insister, car M. G. V. Schiaparelli, 
ayant eu l'occasion de m'éccire en ce moment, m'a 
donné la réponse, laquelle fut suivie de près par un 
second écrit publié dans le journal la Lombardtay de 
Milan. 

a Plusieurs journaux, dit cet article, ont appelé l'at- 
tention publique sur un phénomène arrivé au mois de 
février 1866, pendant lequel il n'y a pas eu de pleine 
lune. On voulait faire croire que c'était un événement 
extraordinaire et nouveau dans les fastes astronomiques. 
On citait des calculs d'après lesquels un fait semblable 
n'aurait pu avoir lieu plus d'une fois en deux millions 
et demi d'années. Ceci constituerait un privilège d'un 
nouveau ^enre pour ceux qui ont eu le bonheur d'exis- 
ter pendant le mois de février de l'an de grâce 1866. 
Mais, avec le plus grand respect pour ceux qui pour- 
raient trouver très-flatteuse cette notable distinction, 
nous devons déclarer qu'un mois de février sans pleine 
lune n'est pas un fait aussi rare qu'on le suppose, pour 
qu'un homme d'une médiocre longévité ne puisse l'avoir 
remarqué trois ou quatre fois dans sa vie. Comment 
ceux qui ont poussé leur regard de lynx à pénétrer les 
faits de millions d'années passés et futurs ne se sont-ils 



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CURIOSITÉS ASTRONOMIQUES. 205 

pas aperçus que dans Tannée 1847^ ^^ ^^^ lointaine 
mémoire, il est arrivé précisément la même chose? En 
eftet, les quatre premières pleines lunes de cette an- 
née 1847 portent les dates suivantes, tirées des éphé- 
roérides astronomiques et rapportées au méridien de 
Milan : 

iSf janvier 3 heures 19 minutes soir. 

3i » 9 » 6 » matin. 

a mars 3 » 45 » » 

3i » 9 )j 54 » soir. 

» En remontant dans la série des temps, nous retrou- 
vons que la seconde pleine lune de Tannée 1828 eut 
lieu le I*' février, à i**4o"" du matin, temps moyen de 
Milan. Mais au même instant, à Washington (ville pla- 
cée à 86 degrés de longitude à Touest de Milan, et qui, 
par conséquent, a ses horloges eu retard de 5 heures 
et 45 minutes sur celles de Milan), on comptait 7** 55" 
du soir du 3i janvier; de telle sorte que les habitants 
de cette ville eurent deux pleines lunes en janvier et 
aucune en février. Les temps des quatre premières 
pleines lunes de Tannée 1828 furent, selon les horloges 
de Washington : 

2, janvier o heures 47 minutes du malin. 

3f » 7 » 55 » soir. 

t*' mars i » 43 » » 

3i » 5 » 11 » matin. 

» Toute l'Amérique a joui de la bonne fortune d'un 
mois de février sans pleine lune dont, pour cette fois, 
les habitants de Tancien continent se sont trouvés 



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206 DERNIERS TRAVAUX DE L*ASTRONOMIE. 

privés; et cette fortune a été d'autant plus rare que, 
en 1828, février a eu 29 jours! 

» On voit donc qu'il n'est pas besoin de millions d'an- 
nées pour qu'il se produise un événement dont on a à 
tort exagéré la rareté. 

j> Même en tenant compte de l'intercalation grégo- 
rienne et des grandes irrégularités de la marche de la 
Lune, on peut bien par un calcul assez.simple démontre 
que, en loooo ans grégoriens, on a, pour un lieu donné, 
433 mois de février sans pleine lune, dont 43 à peu 
près appartiennent aux années bisextiles> et comptent 
par conséquent 29 jours. 

» En deux millions et demi d'années, ce fait devrait se 
reproduire, non une, mais 108280 fois, s'il était possible 
de calculer le mouvement de notre satellite pour des 
intervalles de temps si énormes. Mais la marche de la 
Lune est encore si imparfaitement connue que, lorsqu'il 
est question de pénétrer des millions d'années dans le 
passé et l'avenif, il est impossible, je ne dirai pas de 
déterminer la position exacte de la Lune pour ces 
époques si lointaines, mais d'indiquer même avec quel- 
que probabilité le signe du zodiaque dans lequel elle 
se retrouvera à un moment donné. » 

Les calculs de l'habile directeur de l'Observatoire de 
Milan, qui s'est illustré depuis par sa découverte sur 
la relation qui existe entre les orbites des comètes et 
celles des étoiles filantes, sont exacts; nous les avons 
nous-môme collationnés d'après les éphémérides. La 
période lunaire de 19 ans, le cycle de Méton, invitait 
dès le premier abord à repousser l'exagération des deux 
millions et demi d'années et à confronter les phases 



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COMÈTES. 2107 

lunaires de février avec cette période. Peut-être cette 
absence de pleine lune en février a-t-elle une influence 
inconnue sur les marées de l'atmosphère ; mais, avant 
de l'avoir vérifiée, nous laisserons cette influence dans 
l'ombre des systèmes, où l'on garde en réserve les faits 
isolés qui peuvent, à un moment donné, servir à 
l'éclairer de nouvelles théories. 

Tel est le document de l'excellent abbé Zantedeschi. 
Il ne se passe guère d'année qu'on ne fasse courir des 
bruits astronomiques aussi imaginaires que cette pré 
tendue rareté d'un mois de février sans pleine lune. 



IX. 

OOMinSS OBSB&VÉES SM 1867 BT 1868. 

L'année 1867 a fourni l'observation de trois comètes 
nouvelles. La première, découverte le aa janvier à 
l'Observatoire de Marseille, fut prise d'abord pour une 
nébuleuse non portée sur les cartes célestes. Le ciel se 
couvrit sans que l'observation pût être continuée et 
resta dans cet état jusqu'au 24^ où, durant uneéclaircie, 
on la retrouva assez loin de sa première position. 

Le a5 enfin, M. Stephan put l'examiner à loisir et en 
déterminer les éléments. 11 la trouva assez brillante, 
d'une apparence générale ronde, avec un noyau très- 
marqué. Elle lui parut toutefois plus condensée d'un 
côté, de manière à laisser soupçonner une queue en 
éventail. « Bien que l'état du ciel ait été très-différent 
pendant les diverses observations, faisait remarquer 



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ao8 DERNIERS TRAVAUX DE l' ASTRONOMIE. 

l'observateur, j'ai une tendance à croire que Téclat de 
la comète augmente. » 

Peu après celle-ci, une seconde comète a été décou- 
verte. Elle est restée visible au ciel pendant un temps 
assez long, et l'Observatoire de Paris a pu en déter- 
miner les diverses positions, du 26 avril au i" juin. 

Ces deux comètes ne suivant pas des courbes fer- 
mées peuvent être considérées comme non avenues, et 
sont restées sans importance. 

Comète III ^ 1867. — M. Hoek a trouvé que la der- 
nière comète de cette année appartient au système déjà 
signalé par lui, qui se compose des comètes III et V de 
1857. Les éléments de ces deux derniers astres se res- 
semblent d'une manière frappante, et ils passaient au 
périhélie à deux mois et demi d'intervalle seulement. 
Il se trouve aujourd'hui que les plans de leurs orbites 
et de celle de la comète III de 1867 se coupent suivant 
une même ligne d'intersection (le nœud est par 72** 46' 
de longitude et 5 1*^26' de latitude australe à très-peu 
près). Cette ligne est nécessairement parallèle à la di- 
rection du mouvement initial commun aux trois astres, 
au moment où ils entraient dans la sphère d'attraction 
du Soleil. Les aphélies sont situés à une distance 
assez considérable (i5 à 20 degrés) du point d'intersec- 
tion au point de rayonnement des orbites ; mais ce qui 
est remarquable, c'est qu'ils se trouvent du môme côté. 
En suivant les orbites dans la direction du mouvement 
rétrograde des trois comètes, on rencontre le point de 
rayonnement avant d'arriver aux aphélies. La même 
chose a lieu pour les comètes de 1677 et i683, qui aussi 
avaient un mouvement rétrograde; le contraire pour 



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COMÈTES. 209 

celles de 1860 et i863, fonnant un système à mouve- 
ment direct ; on y rencontre les aphélies avant d'arriver 
au point de rayonnement. Serait-ce une loi générale? 

Telles sont les trois comètes observées en 1867. 
L'année 1868 a fourni la découverte d'une comète nou- 
velle, par M. Winnecke, de TObservatoire de Poul- 
kowa , et l'observation de deux comètes périodiques : 
celle d'Encke, dont la période est de 3 ans 3 mois, et 
qui passa au périhélie le 16 septembre 1868; celle de 
Brorsen, dont la période est de 5 ans 6 mois, et qui 
passa au périhélie le 17 avril 1868. Occupons-nous 
d'abord de la découverte nouvelle. 

En voici les éléments : 

Comète Winneche, 1868. 

Passage au périhélie. 1868. NoTeipbre 7,o55i6 Berlin. 
Longitude du périhélie. 21 3® 0^39'' \ 

Longitude du nœud 64-45. 7 f„ 

Inclinaison 9fi.,4.37 Equin. moy. .867,0. 

Log. dist. périhélie 91532790 ) 

Ces éléments rappellent ceux de la seconde comète 
de 1785, calculés, par le président Saron, comme il 
suit : 

Comète II y 1785. 

Passage au périhélie. 1785. Avril. 8,478 Paris. 

Longitude du périhélie 297034'3o* 

Longitude du nœud ... 64 . 44.40 

Inclinaison ,. 92.53. o 

Ix)g. dist. périhélie 9,63i024 



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210 DERNIERS TRAVAUX DE l'aSTRONOMIE. 

La dififérence n'est sensible que dans la position du 
périhélie. La comète avait peu d*éclat. On a pu l'ob- 
server après son passage au périhélie, dans l'hémi- 
sphère sud. 

L'état de la comète s'accrut sensiblement du i3 juin, 
date de sa découverte, jusqu'au mois d'août. On put la 
voir à l'œil nu, comraç un astre de cinquième gran- 
deur. La queue pouvait être suivie dans le chercheur, 
jusqu'à 2 degrés du noyau. 

La comète d'Ëncke est la première des comètes à 
courte période dont on ait observé le retour et qui ait 
subsisté pendant un certain nombre d'apparitions. La 
comète de Biéla s'est partagée en deux parties au 
moins, et elle s'est peut-être dissipée. La comète 
d'Ëncke elle-même pourrait inspirer des inquiétudes : 
son retour en 1 868 offrait donc un intérêt particulier. 

Elle a été retrouvée le 20 juillet, à Copenhague, par 
M. d'Arrest, directeur de l'Observatoire de cette ville. 
Elle parcourait cette année, presque rigoureusement et 
sous des conditions presque identiques, la même route 
apparente qu'eu i825; il était donc d'un haut intérêt^ 
après treize révolutions'accomplies, de comparer entre 
elles, jour par jour, le développement successif et les 
apparences ultérieures de la comète dans ces deux ap- 
paritions. 

En 1825, la comète, aux mêmes distances du Soleil et 
de la Terre, fut retrouvée à GQttingue précisément le 
même matin, et à Nîmes le lendemain. 

La comète de Brorsen ayant passé au périhélie le 
17 avril, celle d'Encke le 16 septembre et celle de 
Winnecke le 7 novembre, il s'ensuit que, quant au 



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COMÈTES. 211 

tribut cométaire de Tannée, la première doit porter le 
n*" I, la deuxième le n"" II, et la troisième le n*" III. 

La réapparition de la comète de Brorsen a donné le 
moyen, malgré sa petitesse, d'en examiner le spectre. 
Dans les soirées des 23, 24 et 25 avril, la comète se 
présentait comme un petit noyau nébuleux, ayant 
l'éclat d'une étoile de septième ou huitième grandeur, 
vue avec un petit grossissement dans le chercheur et 
environnée d'une lumière diffuse d'une ou deux minutes. 

Le spectre de la comète observé à Rome par le 
P. Secchi était discontinu et formé de zones lumineuses 
assez vives, sur un fond légèrement lumineux. La prin- 
dpale et la plus vive de ces zones était dans le vert 
près du magnésium (b), entre cette raie et la raie f du 
Soleil. Elle était assez vive pour qu'on pût la voir en 
même temps que l'image directe de la comète; elle 
était aussi large que le noyau ou un peu plus, et quel- 
quefois scintillante, mais vaporeuse. Une autre zone se 
voyait dans le bleu au delà de la raie Ë, mais beau- 
coup plus faible et plus vaporeuse. Enfin, il y en avait 
deux autres dans le rouge et le jaune, la première à 
peine perceptible. 

Le coucher de la comète peu après la fin du crépu- 
scule, le brouillard dans lequel elle se plongeait, et en- 
suite la Lune, ont empêché de continuer les observa- 
tions et de s'assurer si ces zones sont constantes. 

Mais il résulte de ces observations une conséquence 
très-importante, savoir, que toute lumière des comètes 
n'est pas simplement de la lumière réfléchie du Soleil, 
ce qui confirme la remarque déjà faite au tome II de 
ces Études^ p. 266. Si c'était de la lumière réfléchie, 



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212 DERNIERS TRAVAUX DE L'ASTRONOMIE. 

elle devrait donner le spectre solaire et, à cause de sa 
faiblesse, elle serait à peine perceptible, comme le se- 
rait celle d*une étoile jaune de moyenne grandeur. La 
lumière des comètes est donc une lumière propre, au 
moins en grande partie. La lumière réfléchie ou diffuse 
provenant du Soleil d'une manière quelconque ne peut 
y entrer que pour une très-petite part. Cette lumière 
est analogue, pour la couleur, à celle des nébuleuses 
proprement dites, mais non absolument identique. 

Nous connaissons déjà les ingénieux résultats des 
travaux de M. Huggins sur le spectre des comètes. 
Lorsque, au mois de juin 1868, une nouvelle comète fut 
découverte par M. Winnecke, M. Huggins saisit avec 
empressement cette occasion de continuer ses recherches 
sur la constitution physique des astres errants. 

Examinée au moyen du spectroscope, la lumière de 
cette nouvelle comète, comme celle de Brorsen, se ré- 
solvait en trois raies brillantes ; mais les raies produites 
par la comète de Wijinecke étaient plus larges et n'oc- 
cupaient pas la même position. La largeur et l'éclat de 
ces bandes n'étaient pas uniformes; la plus brillante se 
trouvait au milieu. Dans ce cas, comme la comète de 
Brorsen, la partie la moins brillante de la queue pro- 
duisait un spectre continu, et ce spectre était si peu 
visible, que M. Huggins ne peut même en affirmer po- 
sitivement Texistence. 

Il n'y avait rien de nouveau dans ces résultats. Mais 
c'est ici le moment de dire que M. Huggins, ayant 
étudié en 1864 les spectres des divers éléments terres- 
tres, avait remarqué que plusieurs de ces spectres pa- 
raissaient formés de raies brillantes. En recherchant 



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AMALTSB CHIMIQUE DBS COMÈTES. ai 3 

les diagrammes quli en avait faits à cette époque, 
M. HuggiDS en trouva un qui lui sembla présenter une 
grande analogie avec le spectre de la comète de 
Winnecke. C'était le spectre du carbone, qui, comme 
tous les physiciens le savent, est entièrement dépourvu 
de raies brillantes. M. Huggins voulut alors vérifier, 
par la comparaison directe, si la comète était formée 
en tout ou en partie de carbone volatilisé. 

Pour faire cette vérification, M. Huggins s'adjoignit 
un chimiste, M. Miller, qui avait déjà partagé ses tra- 
vaux en maintes circonstances. L'expérience fut dis- 
posée de façon que le spectre du carbone vint se pro- 
duire dans le spectroscope immédiatement au-dessus 
de celui de la comète. Les deux observateurs purent 
alors constater qu'il n'y avait pas de différence sensible 
entre ces deux spectres. Les raies avaient la même po- 
sition et le môme éclat relatif. L'expérience, répétée 
plusieurs fois, donna toujours les mêmes résultats. 

Il faut nécessairement conclure de là que la comète 
de Winnecke est entièrement ou presque entièrement 
formée de charbon volatilisé ou de vapeurs de carbone, 
comoie on le dit eii chimie. Conclusion étrange et dont 
l'explication nous échappe : comment peut-il se faire 
que le carbone, substance éminemment fixe de sa nature, 
du moins avec les moyens de production de chaleur 
dont nous jouissons dans nos laboratoires, se vola- 
tilise dans les espaces interplanétaires dont lai tempéra- 
ture est glaciale? C'est là un mystère qu'il ne nous est 
pas encore donné d'approfondir. Pour le moment nous 
ne pouvons que constater le fait révélé par l'observa- 
tion. Évidemment, la cause du phénomène ne réside 



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ai4 DEHNIEllS TRAVAUX DE l'aSTRONOHIË. 

pas dans la chaleur solaire en une région aussi éloignée 
du Soleil que la Terre. L'avenir seul pourra fournir 
l'explication de ce phénomène étrange. 

Il n'est pas impossible que le carbone puisse exister 
dans un état allotropique dans lequel il serait capable 
de se vaporiser à une température comparativement 
peu élevée ; mais, en admettant cette hypothèse, il n*en 
resterait pas moins une objection tirée de ce que non- 
seulement la vapeur à Tétat non lumineux est inca- 
pable d'émettre des rayons de lumière de môme ré- 
frangibilité que si elle était lumineuse, mais elle ne 
pourrait pas non plus transmettre ces mêmes rayons 
par réflexion. 

Passons maintenant en revue les principaux phéno- 
mènes qui se présentent habituellement lorsqu'une co- 
mète s'approche du Soleil : 

i"* Le noyau, sous l'influence de la chaleur solaire, 
émet des jets lumineux qui présentent souvent l'appa- 
rence d'enveloppes lumineuses autour du noyau ; 

2*" Ces enveloppes ou jets lumineux surgissent en 
premier lieu du côté du Soleil ; 

3" Les enveloppes sont souvent séparées les unes 
des autres et de la tète de la comète par des espaces 
invisibles; 

4° Les enveloppes, à la limite de la té(e, se compor- 
tent comnie si elles étaient soumises à l'action d'une 
force intense de répulsion de la part du Soleil ; 

5** La matière des enveloppes paraît être repoussée 
par le Soleil sur tout le pourtour de la tète, de ma- 
nière à former une queue creuse de forme conique. 

Quoique la faible lumière des comètes so^imises jus- 



,y Google 



ANALYSE CHIMIQUB DES COMETES. 21 5 

qu a cô jour à Tanalyse spectrale n'ait pas permis des 
observations rigoureusement exactes, on a pu cepen^ 
dant constater que la matière émise par le noyau, et 
qui esjt caractérisée par une teinte bleue, fournit une 
lumière que le prisme montre identique avec celle 
émise par la vapeur de carbone. Il reste donc démontré 
que la lumière bleue n'est pas due à la réflexion d'un 
nuage dont les particules seraient trop subtiles pour 
réfléchir les ondes plus allongées des couleurs moins 
réfrangibles. Il n'est pas impossible que les espaces 
invisibles remarqués entre les enveloppes puissent cor- 
respondre à un état de la vapeur dans lequel celle-ci ne 
serait pas assez condensée pour la réfléchir. 

Les portions extérieures de la chevelure et de la 
queue qu'on a remarquées être polarisées suivant un 
certain plan, indiquant ainsi la présence de la lumière 
solaire, peuvent être regardées comme composées de 
la vapeur du noyau condensée en très -petites parti- 
cules répandues sur un vaste espace. 

La rapidité extraordinaire avec laquelle la queue de 
la comète s'étend à une distance énorme, dans une di- 
rection opposée au Soleil , reste jusqu^ici sans explica- 
tion. Serait-il permis de supposer que l'instant où la 
matière caudale devient soumise à une action de répul- 
sion de la part du Soleil soit aussi celui où la vapeur 
se trouve être condensée en particules distinctes, et 
que les deux phénomènes dépendent ainsi, sous cer- 
tains rapports, l'un de l'autre? 

Quoi qu'il en soit, une comète formée de vapeurs de 
charbon, c'est là un bien singulier résultat de l'analyse 
spectrale l 



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2l6 DBBNIBA8 TBAVAUX DE l' ASTRONOMIE. 



X. 



an 1867 BT !•••. 

Les vigies du ciel, qui passent leurs nuits à observer 
minulieusement les plus petites lumières du zodiaque, 
étaient arrivées au chiffre 91 au commencement de 
l'année 1867. L'année illustrée par l'Exposition univer- 
selle où les canons Krupp reçurent la médaille d'or a 
ajouté quatre petites planètes à la collection, et Tannée 
1868 en a ajouté dix nouvelles. 

La gtà** petite planète a été trouvée le 7 juillet 1867 
à New-York, par M. Peters, directeur de l'Observatoire 
d'Uamilton -Collège; elle ressemble à une étoile de 
10* grandeur, et a reçu le nom ^Undine, 

La 93* et la 94* ont été observées pour la première 
fois par M. Watson, directeur de l'Observatoire d'Ann- 
Arbor. La découverte de la première remonte au 
a4 août , celle de la seconde au 6 septembre. Leur ap- 
parence est celle d'une étoile de 1 1* grandeur. La pre- 
mière a reçu le nom de Minerve y la seconde celui 
^Aurore. 

La 95^ planète a été découverte par M. Robert Luther, 
le a3 novembre, à Diisseldorf. Le professeur Galle et le 
D** Sunlher, astronome de l'Observatoire de Breslau, 
ont donné à la nouvelle planète découverte par M. Lu 
ther le nom 6!Arethusa. Cette planète est de 10* à 
1 1' grandeur. 



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PETITES PLANÈTES ENTRE MARS ET JUPITER ai 7 

La 96" petite planète a été aperçue dans la suirée du 
17 février, par M. Coggia, de l'Observatoire de Mar- 
seille. Elle paraissait comme une étoile de ii" grandeur. 
On Ta baptisée du nom à'Èglé, 

La 97* a été trouvée le même jour, également à Mar- 
seille, par un astronome indépendant de l'Observatoire, 
M. Tempel. Elle a reçu le nom de Clot/io, 

Le 18 mai, découverte de la 98' petite planète par 
M. Peters, directeur de l'Observatoire d'Hamilton- 
College, à Clinton (États-Unis d'Amérique) : 12* gran- 
deur. Elle est décorée du nom ^lantlie. 

Le a8 mai, 99*, par M. Borrelli, de l'Observatoire de 
Marseille. Elle a reçu le nom de Dike. 

Le loo' astéroïde a été découvert par trois cher- 
cheurs à la fois : en Amérique, à Ann-Arbor, par 
M. Watson, le u juillet; à New-York (Clinton), par 
M. Peters, le 14 juillet; et à Marseille, le 18 du même 
mois, par M. Coggia. On lui a donné le nom de la noire 
déesse des enfers : Hécate, 

Mais les chercheurs de planètes télescopiques ne de- 
vaient pas s'arrêter à la centaine. 

Le 101* astéroïde fut découvert, le i5 août, par 
M. James Watson, directeur de l'Observatoire d* Ann- 
Arbor : lo* grandeur. Cette planète se nomme Hélène. 

Le aa août, loa*, par M. Peters : de 11" à 1 a' gran- 
deur. On Ta nommée Miriam, 

Le 7 septembre et le 1 3 du même mois, io3*et io4% 
par M. Watson. La première est de lo* grandeur et a 
été nommée Héra, la seconde de 11 -la* grandeur et a 
reçu le nom de Cfymène, 

Enfin, le 16 septembre, la io5* petite planète fut dé- 
ni. 10 

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21 8 DERNIERS TRAVAUX DE L* ASTRONOMIE. 

couverte par le même infatigable chercheur. Elle était 
de II"* à 12* grandeur, et a reçu le nom ^Artémise, 

La zone des petites planètes se présente désormais 
à nous sous l'aspect suivant : 

Diitaneei DisuncM Révoi. 
aa Soleil. en lieues. Joars 

Mars i,5a369i 66376570 687 

Premier astéroïde (Flore). .. . 2,201727 81468900 iigS 

Milieu de la zone (Terpslchore) 3, 853321 105572880 1760 

Dernier astéroïde ( Sylvie) 3 , 494 > 09 ' 89282000 2886 

Jupiter 5,202798 I925o353o 4332 

Quelles sont les dimensions des petites planètes? 

Dans le premier tome de ces Études, nous avons 
donné (Notes, p. 269) un calcul que notre savant 
collègue M. Lespiault nous avait adressé sur le volume I 
probable des petites planètes , déterminé par une mé- 
thode géométrique fort simple. Voici une autre solution , 
du même problème. 

Dans le supplément du Nautical Almanach pour Tan- 
née 1868, on trouve les grandeurs de 71 astéroïdes 
correspondant à leur apparition moyenne. Un grand 
notiibre d'entre eux ont été Tobjet des calculs de 
M. Pogson et méritent la plus grande confiance. Si ! 
nous supposons que les surfaces des astéroïdes ont une 
puissance réflective égale, nous pouvons, d'après les 
grandeurs aux époques de Tapparition et le demi-grand 
axe des orbites, déterminer les dimensions relatives de 
la surface réfléchissante moyenne de ces petits corps. | 
C'est ce que vient de faire M. E.-J. Stone, de la Société 
royale astronomique. Les diamètres relatifs ainsi cal- 



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DIMENSIONS DES PETITBS PLANÈTES. 219 

culés sont donnés dans la Table suivante. Pour réduire 
ces résultats en milles, Fauteur a adopté les diamètres 
de Cérès et de Pallas, tirés des mesures directes de 
W. Herscbel et de Lamont. Depuis la fin de ces cal- 
culs, l'auteur a trouvé que les dimensions des 89 pre- 
miers ont été calculées à différentes dates par M. Bruïms, 
De Planetis minoribus. Nous traduisons les milles en 
lieues. 

Diamètre 
en llenet. 





Diamètre 


Noms 


en lieue*. 


1. Cérès 


.. 78 


2. Pallas 


.. 68 


3. Junon 


.. 49 


4. Vesta 


.. 85 


5. Astrée 


.. a3 


6. Hébé 


.. 36 


7. Ipi« 


.. 35 


8. Flore 


.. 24 


9. Métis 


.. 3o 


10. Hygée 


.. 41 


11. Parthénope. 


.. a5 


12. Victoria. . . 


., ÎIO 


13. égérie 


.. 24 


14. Irène 


.. a6 


15. Eunomia.. 


. 37 


16. Psyché. . . . 


.. 3o 


17. Thétis 


. . ao 


18. Melpomène. 


ao 


19. Fortuna.... 


aa 


20. Massalia. . . . 


. 36 


21. Lntetia... . 


.. 16 


22. Calliope. . . 


. 3i 


23. Thalie. . . . 


.. 18 


24. Thémis... . 


. . 10 



Noms. 

25. Phocéa 14 

26. Proserpioe 17 

27. Eaterpe ao 

28. Bellone. a6 

29. Amphitrite. . 33 

30. Uranie 17 



31. Euphrosine. 

32. Pomone. 

33. Polymnie. 



18 
'7 
-4 

34. Circé 11 

35. Leacothée. ... 12. 

36. Atalante 8 

37. Fides : . 19 

38. Léda.. 16 

39. Laetitia 36 

40. Harmonia .... a4 

41. Daphné a4 

42. Isis 16 

43. Ariane i3 

44. Nysa 17 

45. Eugénie 18 

46. Hestia 10 

47. Aglaé 17 

48. Doris a3 



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DEUMEUS TilAYAUX DE L ASTftOxNOMlE. 



Dtamèlre 
ea lieuoâ. 



Noms. 

49. Paies 24 

50. Virginia 10 

51. I^emausa i5 

52. Europe 39 

53*. Calypso 12 

54. Alexandra .... 16 

55. Pandore .... 18 

56. Melete la 

57. Mnémosyne. . 20 
5Ô. Concordia .... 12 

59. Olympia i4 

60. Echo 7 



Diamèlre 
en lieae% 



Noms. 

61. Danaé i5 

62. Erato 16 

63. Ausonia 20 

64. Angelina. ... 18 

65. Maximiliana. . 25 

66. Maja 7 

67. Asia 9 

68. Leto 24 

69. Hespérie 12 

70. Panope i4 

71. Niobé 19 



On comparera avec intérêt ce tableau à celui que 
M. Lespiault a dressé d'après les formules d'Argelander. 
Ces déductions paraissent plus faciles à obtenir et plus 
sûres que les résultais directement cherchés par SchroB- 
ter, Herschel, Lamont et Maedler. Mais la propriété 
réfléchissante de la surface reste toujours l'inconnue, 
et peut être la source d'erreurs inévitables. 



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REVUE BIBLIOGRAPfflQUE 



DERNIERS OOYRAGES PUBLIES SUR L'ASTRONOMIE. 



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REVUE BIBLIOGRAPHIQUE 

DES 

DERNIERS OUVRAGES PUBLIÉS SUR L'ASTRONOMIE. 



1. 

ARAGO. — Notices scientifiques et biographiques. 

La popularité toujours durable du célèbre directeur de 
l'Obserratoire de Paris s*est fondée lentement sur ces études 
diverses publiées par V Annuaire du Bureau des Longitudes^ 
qui resteront longtemps comme une mine féconde de ren- 
seignements utiles. Nous ourrirons cette Revue bibliogra- 
phique générale en revoyant un instant Tensemble de ces 
Notices, réimprimées aujourd'hui dans un ordre systéma- 
tique qui en fait une collection homogène, et dans cet 
examen nous saisirons surtout les faits qui nous feront 
apprécier à la fois le savant et Vhomme, 

V Histoire de sa jeunesse ^ qu'il raconte avec une modeste 
franchise à l'ouverture de sa Notice, et qui accompagne di- 
gnement l'introduction dont Alexandre de Humboldt a en- 
richi le premier volume, nous montre François Arago dès 
les premiers pas de sa carrière scientifique si laborieuse. 
Les faits dont ce récit est émaillé confirment la parole même 
de l'astronome, lorsque, dans sa Notice sur J.-S. Bailly, 
il disait que « les prémices des jeunes savants sont loin 
d'être semées de roses. , » Le caractère loyal et ferme 



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324 BIBLIOGRAPHIE 

^d'Arago sut vaincre tontes les difficultés et surmonter tous 
les obstacles, sans qu'une seule marque de faiblesse afTai- 
blisse aujourd'hui l'éclat de son nom. 

Ce sont souvent les premiers pas qui nous intéressent 
dans le cours de la vie d'un grand homme. Ainsi nous 
aimons à voir qu'à l'âge de quinze ans, livré à ses seules res- 
sources, il se met à déchiffrer d'arides traités d'Algèbre et de 
Mécanique, et, du fond de la province, à étudier le pro- 
gramme d'admission à l'École Polytechnique; nous aimons 
à le voir, servi par sa curiosité, le jour où, décollant une 
vieille armoire et enlevant le papier qui la recouvrait, il 
lut ce conseil de d'Alembert : « Allez, Monsieur, allez, et 
la foi vous viendra, » et se mît à continuer son Algèbre en 
passant par-dessus les propositions qu'il ne comprenait pas. 
Nous aimons l'entendre répondre à son premier exami- 
nateur et raconter lui-même la mémorable séance que 
voici : 

« Lorsque arriva l'époque de l'examen, je me rendis 
h Toulouse, en compagnie d'un candidat qui avait étudié 
au collège communal. C'était la première fois que des 
élèves, venant de Perpignan, se présentaient au concours. 

Mon camarade, intimidé, échoua complètement. Lorsque 
après lui je me rendis au tableau, il s'établit entre M. Monge, 
l'examinateur, et moi, la conversation la plus étrange : 

« Si vous devez répondre comme votre camarade, il est 
inutile que je vous interroge. 

— Monsieur, mon camarade en sait beaucoup plus qu'il 
ne l'a montré; j'espère être plus heureux que lui; mais ce 
que vous venez de dire pourrait bien ni'intimider et me 
priver de tous mes moyens. 

— La timidité est toujours l'excuse des ignorants; c'est 
pour vous .éviter la honte d'un échec que je vous fais la 
proposition de ne pas vous examiner. 

— Je ne connais pas de honte plus grande que celle 



y Google 



ASTBONOMfQUE.. ,2^5 

que vous in'înnîgez en ce moment. Veuillez m*interro(jer î 
c'est votre devoir. 

— Vous le prenez de bien haut. Monsieur î nous allons 
voir tout à l'heure si cette fierté est légitime. ^ 

— Allez, Monsieur, je vous attends I » 

M. Monge m'adressa alors une question de Géométrie à 
laquelle je répondis de manière à affaiblir ses préventions. 
De là il passa à une question d'Algèbre, à la résolution 
d'jine équation numérique. Je savais l'ouvrage de Lagrange 
sur le bout du doigt; j'analysai toutes les méthodes con- 
nues en en développant les avantages et les défauts : mé- 
thode de Newton, méthode des séries récurrentes, méthode 
des cascades, méthode des fractions continues, tout fut 
passé en revue; la réponse avait duré une heure entière. 
Monge, revenu alors à des sentiments d'une grande bien- 
veillance, me dit : « Je pourrais, dès ce moment, considérer 
l'examen comme terminé : je veux cependant, pour mon 
plaisir, vous, adresser encore deux questions. Quelles sont 
les relations d'une ligne courbe et de la ligne droite qui 
lui est tangente? » Je regardai la question comme un cas 
particulier de la théorie des osculations que j'avais étudiée 
dans le Traité des fonctions analytiques de Lagrange. « Enfin, 
me dit l'examinateur, comment déterminez-vous la tension 
des divers cordons dont se compose une machine funicu- 
laire? » Je traitai ce problème suivant la méthode exposée 
dans la Mécanique analytique. On voit que Lagrange avait 
fait tous les frais de mon examen. 

J'étais depuis deux heures et quart au tableau ; M. Monge, 
passant d'un extrême à l'autre, se leva, vint m'embrasser, 
et déclara solennellement que j'occuperais le premier rang 
sur sa liste. Le dirai-je? pendant l'examen de mon cama- 
rade, j'avais entendu les candidats toulousains débiter des 
sarcasmes très-peu aimables pour les élèves de Perpignan : 
c'est surtout à titre de réparation pour ma ville natale que 

lO. 



y Google 



22l> BIBLIOGRAPHIE 

la démarche de M. Monge et sa déclaration me transpor- 
tèrent de joie. » 

Les professeurs de l'École Polytechnique étaient savantf 
et sévères. Arago ne s'en plaint pas. Au contraire, il raconte 
d'une façon fort pittoresque un incident qui montre la 
liécessité pour tout professeur de garder aux yeux des élèves 
son rang et sa considération :' 

Un élève, M. Leboullenger, rencontra un soir dans lu 
monde le professeur HassenfratE, et eut avec lui une discus- 
sion. En rentrant le matin à l'École, il nous fit part de cette 
circonstance. « Tenez-vbus sur vos gardes, lui dit l'un de 
nos camarades, vous serez interrogé ce soir; jouez serré, 
car le professeur a certainement préparé quelques grosses 
difficultés, afin de faire rire à vos dépens. » 

Nos prévisions ne furent pas trompées. A peine les élèves 
étaient-ils arrivés à l'amphithéâtre, que Hassenfratz appela 
M. Leboullenger, qui se rendit au tableau. 

« Monsieur Leboullenger, lui dit le professeur, vous avez 
vu la Lune? — Non, monsieur. — Gomment, monsieur, vous 
dites que vous n'avez jamais vu la Lune? — Je ne puis que 
répéter ma réponse : non, monsieur. » Hors de lui, et voyant 
sa proie lui échapper à cause de cette réponse inattendue, 
Hassenfratz s'adressa à l'inspecteur chargé ce jour-là de la 
police, et lui dit : « Monsieur, voilà M. Leboullenger qui 
prétend n'avoir jamais vu la Lune. — Que voulez-vous que 
j'y fasse? » répondit stoïquement Lebrun. Repoussé de 
C6 côté, le professeur se retourna encore une fois vers 
M. Leboullenger, qui restait calme et sérieux au milieu de 
la gaieté indicible de tout l'amphithéâtre, et il s'écria, avec 
une colère non déguisée : « Vous persistez à soutenir que 
vous n'avez jamais vu la Lune? — Monsieur, repartit l'élève, 
je vous tromperais si je vous disais que je n'en ai jamais 
entendu parler, mais je ne l'ai jamais vue. — Monsieur, 
retournez à votre place. » 



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ASTRONOMIQUE. 3^7 

Après cette scène, HasseDfratz n'était plus professeur que 
de nom ; son enseignement ne pouTait plus avoir aucune 
utilité. 

Arago raconte fort agréablement les passions politiques 
de rÉcole en i8o4, le refus de quelques élèves de prêter le 
serment d'obéissance, et la difficulté qu'il eut d'empêcher 
Brissot d'assassiner l'Empereur. Tous ces petits événements 
nous paraissent grands aujourd'hui. Son voyage en Espagne 
est tout un roman, véridique et non inférieur aux voyages 
de Jacques Arago. Son excellente mère faisant dire des 
messes pour le repos de son àme, son « amitié • avec les 
chefs de brigands, ses travestissements, ses emprisonne- 
ments, son voyage à Alger, encadrent pittoresquement le 
tableau quelque peu monotone des opérations géodésiques. 

Biot raconte avec sympathie dans ses Mélanges comment 
laplace se plaisait à protéger les jeunes intelligences. Arago 
pari» avec le môme regret de l'illustre géomètre. Mais voici 
QD petit trait que nous regretterions de passer sous silence : 

« J'étais heureux et fier quand je dînais dans la rue de 
Tournon, dit-il. Mon esprit et mon cœur étaient très-dis- 
posés à tout admirer, à tout respecter chez celui qui avait 
découvert la cause de l'équation séculaire de la Lune, trouvé 
dans le mouvement de cet astre le moyen de calculer Ij'.apla- 
tis^ment de la Terre, rattaché à l'attraction les grandes 
inégalités de Jupiter et de Saturne, etc., etc. Mais quel ne 
fut pas n^on désenchantement lorsque, un jour, j'entendis' 
M""* Laplace s'approcher de son mari et lui dire : «Voulez- 
vous me confier la clef du sucre? » 

Il semble , en effet, que des hommes dont le génie plane 
habituellement dans les hauteurs de la Mécanique céleste 
De sont pas supposés pouvoir jamais descendre à de petits 
détails d'économie domestique. La lecture des Notices bio- 
graphiques nous fait passer tour à tour de l'infiniment 
grand à l'infîniment petit et du sublime au vulgaire. Un 



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228 BIBI40GBAPHIE | 

jour, par exemple, nommé membre de l'Institut à T&ge de ! 
vingt-trois ans, Arago se rend aux Tuileries en compagnie 
de quelques académiciens. Il remarqua d'abord que plu- \ 
sieurs mettaient un empressement extraordinaire à se faire 1 
remarquer. | 

« Vous êtes bien jeune, » me dit Napoléon en s'approchant 
de moi, et, sans attendre une réplique flatteuse, qu'il ne 
m'eût pas été diflicile de trouver, il ajouta : « Comment vous 
appelez-vous? » Et mon voisin de droite, ne me laissant 
pas le temps de répondre à cette question, assurément très- 
simple, s'empressa de dire : a II s'appelle Arago. 

— Quelle est la science que vous cultivez? » 
Mon voisin de gauche répliqua aussitôt r 

« II cultive l'Astronomie. 

— Qu'est-ce que vous avez fait? » 

Mon voisin de droite, jaloux de ce que mon voisin de 
gauche avait empiété sur ses droits à la s^onde question, 
se hâta de prendre la parole et dit : 

a 11 vient de mesurer la méridienne d'Espagne. » 

L'Empereur, s'imaginant sans doute qu'il avait devant lui 
un muet ou un imbécile, passa à un autre membre de | 
rinstitut. C'était un naturaliste connu par de belles et 
importantes découvertes, c'était M. Lamarck. Le vieillard 
prÀenta un livre à Napoléon : 

« Qu'est-ce que cela? dit celui-ci.' C'est votre absurde 
Météorologie! c'est cet ouvrage dans lequel vous faites con- 
currence à Mathieu Laensberg, cet annuaire qui déshonore 
vos vieux jours l Faites de l'histoire naturelle, et je recevrai 
vos productions avec plaisir. Ce volume, je ne le prends 
que par considération pour vos cheveux blanc^. Tenez! o 
Et il passa le livre à un aide de camp. 

Le pauvre M. Lamarck, qui, à la fin de chacune des pa- 
roles brusques et offensantes de l'Empereur, essayait inuti- 
lement de dire : a C'est un ouvrage d'histoire naturelle que 



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. ASTRONOMIQUE. Î^Q 

je vous présente, » eut la faiblesse de fondre en larmes. 

N^nsistons pas sur cette scène. Elle n'est à la gloire de 
personne. Ajoutons qu'immédiatement après sa nomination 
à l'Institut, Arago reçut l'ordre de partir comme conscrit. 
Celui-ci refusa, et déclara qu'il se rendrait sur l'Esplanade 
et traverserait tout Paris en costume de membre de l'In- 
stitut. Le général Mathieu Dumas fut effrayé de l'effet que 
produirait cette scène sur l'Empereur, membre de l'Institut 
lui-même, et laissa le jeune astronome au Bureau des Lon- 
gitudes. 

Ces courtes digressions montrent Arago dans son carac- 
tère intime. Peut-être oublie-ton trop souvent ces faits en 
apparence insignifiants, mais bien significatifs dans la vie des 
hommes illustres , et se contente-^ trop facilement des 
enveloppes extérieures sous lesqu s la renommée scien- 
tifique nous les présente. 

Aux Notices biographiques du savant Secrétaire perpétuel 
de l'Académie des Sciences, nous adjoindrons la nouvelle 
édition des Notices scientifiques^ dont quelques-unes sont 
inédites, dont d'autres étaient éparses parmi des rapports 
ou des projets de lois, et dont la plupart ont jadis si vive- 
'ment intéressé les lecteurs de Vjànnuaire du Bureau des 
Longitudes, De ces travaux remarquables à tant de titres, et 
qui mettent bien en évidence les facultés multiples du labo- 
rieux physicien, nous signalerons particulièrement la belle 
Notice sur le Tonnerre, celle sur le Magnétisme terrestre, 
celle consacrée aux Chemins de fer, et les recherches rela- 
tives à la nature et au mode d'action de la lumière. En re- 
lisant ces pages, on reconnaît la haute part que François 
Arago a prise à la direction des événements scientifiques qui 
ont captivé l'esprit humain pendant la première moitié de 
notre siècle. 

Il est parmi ces Notices une question qui vient de re- 
prendre en ces dernières années une nouvelle actualité par 



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23o BIBLI06BAPBIB 

les traTaux qu'elle a suscités de toutes 'parts et par les 
préoccupations qu'elle a jetées dans l'esprit de certains 
chercheurs. C'est le sujet encore neuf de la prédiction du 
temps, « Est-il possible» dans l'état actuel de nos connais- 
sances, de prédire le temps qu'il fera à une époque et dans 
un lieu donné P Peut-on espérer, en tous cas, que ce pro- 
blème sera résolu un jour? » Telle est l'interrogation que 
le directeur de l'Observatoire se posait, il y a quelque trente 
ans. Nous croyons opportun de rappeler aux météorolo- 
gistes en quels termes il a répondu, et nous résumerons les 
points sommaires de cette réponse. 

« Occupé, par goût et par devoir, d'études météorologi- 
ques, je me suis souvent demandé, dit-il, si, en «'appuyant 
sur des considérations astronomiques, on pourra jamais 
savoir, une année d'avance, ce que seront, dans un lieu 
donné, la température annuelle, la température, les quan- 
tités de pluies comparées aux moyennes habituelles, les 
vents régnants, etc. 

» En examinant le résultat des recherches des physi- 
ciens et des astronomes concernant l'influence de la Lune 
et des comètes sur les changements de temps, j'ai trouvé la 
preuve péremptoire, je crois, que les influences lunaires et 
cométaires sont presque insensibles, et, dès lors, que la 
prédiction du temps ne sera jamais une branche de l'Astro- 
nomie proprement dite, quoique notre satellite et les comètes 
aient été, à toutes les époques, considérés en Météorologie 
comme les astres prépondérants. 

B J'ai encore envisagé le problème sous un autre aspect. 
J'ai cherché si les travaux des hommes, si des événements 
qui resteront toujours en dehors de nos prévisions, ne se- 
raient pas de nature à modifier les climats accidentellement 
et très-sensiblement, en particulier sous le rapport de la 
température. 

» Je l'avouerai sans détour, j'ai voulu alors faire nattre 



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ASTRONOMIQUE. a3l 

une occasion de protester hautement contre les prédictions 
qu'on m'a attribuées tous les ans, soit en France, soit à 
l'étranger. Jamais une parole sortie de ma bouche, ni dans 
l'intimité, ni dans les cours que j'ai professés pendant 
plus de quarante années, jamais une ligne publiée avec 
mon assentiment n'ont autorisé personne à me prêter la 
pensée qu'il serait possible, dans l'état de nos connaissances, 
d'annoncer avec quelque certitude le temps qu'il fera une 
année, un mois, une semaine, je dirai même un seul jour 
d'avance. Puisse le dépit que j'ai ressenti en voyant pa- 
raître sous mon nom une foule de prédictions ridicules, ne 
m'avoir pas entraîné, par une sorte de réaction, à donner 
une importance exagérée aux causes de perturbation que j'ai 
énumérées I Quoi qu'il en soit, je crois pouvoir déduire de 
mes investigations la conséquence capitale dont voici l'é- 
noncé : Jamais, quels que puissent être les progrès des 
sciences, les savants de bonne foi et soucieux de leur répu- 
tation ne se hasarderont à prédire le temps. » 

Après cette déclaration si explicite, Arago entre dans 
l'examen des causes perturbatrices des températures ter- 
restres susceptibles d'être prévues : contact de l'océan avec 
l'atmosphère, dislocation des champs de glace, glaces flot- 
tantes, diaphànéité de la mer, mobilité de l'atmosphère, 
obscurcissements accidentels, influence des forêts, et enfin 
causes perturbatrices de l'électricité atmosphérique. 

L'atmosphère qui, un jour donné, repose sur la mer, de- 
vient en peu de temps, dans les latitudes moyennes, l'atmo- 
sphère des continents, surtout à cause de la prédominance 
des vents d'ouest. L'atmosphère emprunte, en très-grande 
partie, sa température à celle des corps solides ou liquides 
qu'elle enveloppe. Tout ce qui modifie la température nor. 
maie de la mer apporte donc, tôt ou tard, des perturbations 
dans la température des atmosphères continentales. Y a-t-il 
des causes, placées à tout jamais en dehors des prévision!* 



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a3a BIBLIOGRAPHIE 

des hommes, qui puissent modifier sensiblement la tempéi 
rature d'une portion considérable de l'océan ? Ce proiHèml 
se rattache par d'étroits liens à la question météorologiqai 
que je me suis proposée. Essayons d'en trouver la so- 
lution. 

Personne ne peut douter que les champs de glace du pdla 
arctique, que des mers immenses congelées n'exercent une 
influence marquée sur les climats de l'Europe. Pourap« 
précier en nombres l'importance de cette influence, il fau- 
drait tenir compte k la fois de l'étendue et de la position 
de ces champs; or ce sont là deux éléments très-yariables 
qu'on ne saurait rattacher à aucune règle certaine. j 

La côte orientale du Groenland était jadis abordable et 
très-peuplée. Tout à coup une barrière de glaces impéné- i 
trahies s'interposa entre elle et l'Europe. Pendant plusieurs ' 
siècles, le Groenland ne put être visité. Eh bien, vers l'année 
i8i5, ces glaces éprouvèrent une déb&cle extraordinaire, se 
brisèrent dans leur course vers le midi, et laissèrent la côte 
libre sur plusieurs degrés de latitude. Qui pourra jamais 
prédire qu'une semblable dislocation des champs de glace 
s'opérera dans telle année plutôt que dans telle autre? 

Les glaces flottantes qui doivent le plus réagir sur nos 
climats sont celles que les Anglais appellent des icebergs 
(montagnes de glace). Ces montagnes proviennent des 
glaciers proprement dits du Spitzberg ou des rivages de la 
baie de Baffin. Elles se détachent de la masse générale avec 
le bruit du tonnerre lorsque les vagues les ont minées par 
leur base, lorsque la congélation rapide des eaux pluviales 
dans les crevasses produit une dilatation suffisante pour 
ébranler et pour pousser en avant ces poids immenses. De 
telles causes, de pareils eflets resteront toujours en dehors 
des prévisions des hommes. 

Ceux qui se rappelleront les recommandations que les 
guides ne manquent jamais de faire quand on approche de 



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ASTRONONIQUR. a3S 

certains murs de glace, de certaines masses de nelçe placées 
sur les croupes inclinées des Alpes; ceux qui n'ont pas 
oublié que, suivant les assertions de ces hommes d'expé- 
rience, il suffit d'un coup de pistolet, et même d'un simple 
cri, pour provoquer d'eiTroyables catastrophes, s'associeront 
à la pensée que je viens d'exprimer. 

Les montagnes de glace (les icebergs) descendent souvent 
sans se fondre jusque sous des latitudes assez faibles. Elles 
couvrent quelquefois d'immenses espaces; on peut donc 
supposer qu'elles troublent sensiblement la température de 
certaines zones de l'atmosphère océanique, et ensuite, par 
voie de communication, la température des iles et des con- 
tinents. 

La mer â*échan0e beaucoup moins que la Terre, et cela en 
grande partie parce que l'eau est diaphane. Tout ce qui 
fera varier notablement cette diaphanéité apportera donc 
des changements sensibles dans la température de l'atmo- 
sphère océanique, et plus tard dans la température de 
l'atmosphère continentale. 

Scoresby a rencontré parfois des bandes vertes qui, sur 
une longueur de 2 à 3 degrés en latitude (60 à 80 lieues), 
avaient jusqu'à 12 ou i5 lieues de large. Les courants entraî- 
nent ces bandes d'une région dans l'autre. Il faut supposer 
qu'elles n'existent pas toujours, car le capitaine Philipps, 
dans la relation de son voyage au Spitzberg, n'en fait pas 
mention. 

Comme je le disais dernièrement, la mer verte et opaque 
doit évidemment s'échauffer tout autrement que la mer 
diaphane. C'est une cause de variation de température 
qu'on ne pourra jamais soumettre au calcul. Jamais on ne 
saura d'avance si dans telle ou telle année ces milliards de 
milliards d'animalcules auront plus ou moins pullulé, et 
quelle sera la direction de leur migration vers le sud. 

Supposons l'atmosphère immobile et parfaitement sereine ; 



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234 BIBLIOGRAPHIE 

supposons encore que le sol soit doué partout à un éçnl 
degré de facultés absorbantes, émissives, et d'une même 
capacité pour la chaleur; dans Tannée, on observera alors, 
par reflet de Taction solaire^ une série régulière, non inter- 
rompue, de températures croissantes, et une série pareille 
de températures décroissantes. Chaque jour aura sa tempé- 
rature invariable. Sous chaque parallèle déterminé, les 
jours de maximum et de minimum de chaleur seront res- 
pectitement les mêmes. 

Cet ordre régulier et hypothétique est troublé par la 
mobilité de l'atmosphère, par des nuages plus ou moins 
étendus, plus ou moins persistants, par les propriétés di- 
verses du sol. De là, des élévations ou des dépressions de 
la chaleur normale des jours, des mois et des années. Les 
perturbations n'agissant pas de même en chaque lieu, on 
peut s'attendre à voir les chiffres prîriiitifs différemment 
modifiés, à trouver des inégalités comparatives de tempéra- 
ture là où, par la nature des choses, la plus parfaite^égalité 
semblait de rigueur. 

Il est impossible de ne pas appeler l'attention du lecteur 
sur les obscurcissements que notre atmosphère subit de 
temps à autre, sans aucune règle assignable. Ces obscurcis- 
sements, en empêchant la lumière et la chaleur solaire 
d'arriver jusqu'à la Terre, doivent troubler considérablement 
le cours des saisons. 

Notre atmosphère est souvent envahie, dans des éten- 
dues considérables, par des matières qui troublent forte- 
ment sa transparence. Ces matières proviennent quelquefois 
de volcans en éruption: témoin l'immense colonne de 
cendres qui, dans l'année 1813, après s'être élevée du cra- 
tère de l'ile de Saint-Vincent jusqu'à une grande hauteur, 
fit irruption la nuit, en plein midi, sur l'Ile de la Barbade. 

Ces nuages de poussière se sont montrés, de temps à 
autre, dans des régions où il n'existe aucun volcan. Le 



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ASTRONOMIQUE. 235 

Canada surtout est sujet à de tels phénomènes. Dans ce pays, 
on a eu recours, pour en donner Texplication, à des incendies 
de forêts. Les faits n'ont pas toujours semblé pouvoir' se 
plier exactement à Thypothèse. Ainsi, le i6 octobre 1786, 
à Québec, des nuages d'une telle obscurité couvrirent le 
ciel, qu'on n'y voyait pas à midi pour se conduire. Ces nuages 
couvraient un espace de 1 20 lieues de long sur 80 de large. 
Ils avaient semblé provenir du Labrador, contrée très-peu 
boisée, et n'offraient nullement les caractères de la fumée. ' 

Le 2 juillet 1814» des nuages semblables à ceux dont il 
vient d'être question enveloppèrent en pleine mer les navi- 
res qui se rendaient au fleuve Saint-Laurent. La grande 
obscurité dura depuis la soirée du 2 jusqu'à l'après-midi 
du 3. 

Peu importe^ quant au but que nous nous proposons ici, 
qu'on attribue ces nuages exceptionnels, capables d'arrêter 
entièrement les rayons solaires^ à des incendies de forêts et 
de savanes ou à des émanations terrestres: leur formation, 
leur arrivée dans un lieu donné n'en resteront pas moins en 
dehors des prévisions de la science; les accidents de tem-> 
pératnre, les météores de tout genre dont ces nuages peu- 
vent être la cause ne figureront jamais d'avance dans les 
annuaires météorologiques. 

L'obscurcissement accidentel de l'air embrassa, en 1788, 
un espace tellement étendu (de la Laponie jusqu'en Afrique), 
qu'on alla jusqu'à l'attribuer à la matière d'une queue de 
comète, laquelle, disait-on, s'était mêlée à notre atmospfaèrei 
Il serait impossible de soutenir qu'un état accidentel de 
l'atmosphère, qui permît, pendant près de deux mois, de 
regarder le soleil à l'œil nu en plein midi, fût sans influence 
sur les températures terrestres. 

Les forêts ne peuvent manquer d'exercer une influence 
sensible sur la température des régions environnantes, car, 
par exemple, la neige s'y conserve beaucoup plus longtemps 



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a36 DTBUOGRAPniR 

qu'en rase cainpa(rne. La destruction des forêts doit donc 

amener une modification dans les climats. 

Les Tallées, datis tontes les régions montagneuses, sont 
parcourues par dés brises diurnes périodiques, sensibles 
particulièrement en mai, juin, juillet, août et septembre. 
.Ces brises remontent les Tallées depuis 7 à 8 heures du 
matin jusqu'à 6 à 7 heures de l'après-midi, époque de leur 
maximum de force, et depuis 4 heures jusqu'à 6 à 7 heures 
du soir. Elles ont, le plus ordinairement, la vitesse d'unTent 
décidé, et quelquefois celle d'un vent violent; elles doivent 
donc exercer une influence sensible sur les climats des 
contrées dont les vallées sont environnées. 

11 serait difiicile de ne pas ranger l'électricité parmi les 
causes qui influent notablement sur les phénomènes clima- 
tologiques. Allons plus loin, et voyons si les travaux des 
hommes peuvent porter le trouble dans l'état électrique de 
toute une contrée. 

I^ déboisement d'une montagne, c'est la destruction d'un 
nombre de paratonnerres égal au nombre d'arbres que l'on 
abat, c'est la modification de l'état électrique de tout un 
pays, c'est l'accumulation d'un des éléments indispensables 
à la formation de la grêle, dans une localité où, d'abord, 
cet élément se dissipait inévitablement par l'action silen- 
cieuse et incessante des arbres. Les observations viennent à 
l'appui de ces déductions théoriques. 

Le i3 juillet 1788, dans la matinée, un orage à grêle com- 
mença dans le midi de la France, parcourut en peu d'heures 
toute la longueur du royaume, et s'étendit ensuite dans les 
Pays-Bas et la Hollande. 

Tous les terrains grêlés en France se trouvèrent sîtups 
sur deux bandes parallèles, dirigées du sud-ouest au nord- 
est. L'une de ces bandes avait 176 lieues de long, l'antre 
environ 200. 

La largeur moyenne de la bande grêlée la plus occidentnic 1 



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ASTRONOMIQUE. aS; 

était de 4 Keues; la lar{jeur de Taulre de 2 lieues seule- 
ment. L'intervalle compris entre les deux bandes ne reçut 
que de la pluie; sa largeur moyenne était de 5 lieues. 
L'ora{;e se mouvait du midi au nord avec une vitesse de 
]6 lieues à Theure. 

Les dégâts occasionnes en France, dans les 1089 paroisses 
grêlées, se montèrent, d'après une enquête officielle, à 
23 millions. 

Yoilà, assurément, une tourmente, une perturbation 
atmosphérique considérable, soit par les dégâts matériels 
qu'elle produisit, soit par l'influence que le déplacement de 
l'air et la masse de grêle déposée à la surface de deux lon- 
gues et larges bandes du territoire durent eiercer sur les 
températures normales d'un grand nombre de lieux. Les 
météorologistes, en les supposant aussi instruits que pos- 
sible, auraient-ils pu la prévoir? 

Arago déclarait donc que, sous quelque face qu'on l'en- 
visageât, la question de la prédiction du temps demeurait 
une utopie. 11 importe d'observer eu terminant que, si des 
savants cherchent aujourd'hui une solution qu'ils croient 
presque avoir acquise, c'est moins la prédiction que la 
pronostication qu'ils ont en vue. Et en effet, tout en offrant 
les réflexions précédentes aux imaginations trop faciles, 
nous ajouterons qu'on ne prédit pas la connaissance d'une 
tempête, mais qu'on suit sa marche, et qu'on annonce par- 
fois son arrivée aux points de plus grande dépression baro- 
métrique. 

Arago a peut-être été trop absolu dans sa négation de la 
possibilité future de prédire le temps. Mais il est éminem- 
ment utile 'pour nous de revoir ses objections. Ses Notices 
scientifiques resteront longtemps d'ailleurs le recueil le plus 
complet de documents que nous ayons sur la marche de la 
science contemporaine. 



y Google 



a38 BIBLIOGRAPHIE 

£1. 

BIOT. — Astronomie indienne et chinoise. 

Comme Humboldt et Ârago, dont i) a été le compagnon et 
le collègue, Jean-Baptiste Biot a joué un rôle de premier 
ordre dans les travaux astronomiques, physiques et météoro- 
logiques qui forment les bases de la science de notre siècle. 

Ses œuvres viennent également d'être imprimées. Nous 
nous occuperons d'abord ici de son Astronomie indienne et 
chinoise. 

11 semble que les recherches d'érudition ne s'adressent, 
en France, qu'à une certaine classe d'hommes fort restreinte, 
et ne puissent dépasser un petit cercle d'initiés, au delà 
duquel elles ne rencontrent qu'un profane insensible. Ce- 
pendant, c'est dans ces recherches que l'homme peut véri- 
tablement trouver la philosophie de son histoire, et c'est 
à leur enseignement qu'il doit demander la clef de son 
progrès dans l'avenir. Cette observation est surtout appli- 
cable aux questions astronomiques, que la pensée humaine 
a tour à tour envisagées sous des faces variées et multico- 
lores. 

Les études d'Astronomie ancienne peuvent être considérées 
sogs deux aspects principaux, que Biot fait très-bien res- 
sortir dès le début de son œuvre. 

Le premier est purement scientifique. On se propose de 
rechercher, dans les textes anciens, des observations astro- 
nomiques de dates reculées qui, étant soumises aux cal- 
culs rétrospectifs que nos théories modernes permettent de 
leur appliquer, servent à vérifier l'exactitude de ces théories 
et à perfectionner les éléments sur lesquels on les a établies; 



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ASTRONOMIQUE. '1^() 

ceci est l'œurre particulière des mathématiciens et des 
astronomes, dont les philologues leur préparent et leur 
fournissent les matériaux, d'autant plus précieux qu'ils 
sont plus rares. 

L'autre point de Tue, moins habituellement exploré, con- 
duit à des résultats d'un intérêt spécial pour la philosophie 
et l'histoire. Mettant à profit les ouvrages techniques dans 
lesquels des savants laborieux ont rassemblé les méthodes 
d'observation et les règles de calcul astronomique en usage 
chez diverses nations de l'antiquité, ainsi que les applica- 
tions qu'elles en ont faites, on s'attache à découvrir dans 
cet ensemble le caractère particulier de leur esprit et les 
tendances morales qui s'y décèlent. On examine ensuite ce 
que ces méthodes offrent d'original ou d'emprunté à d'au- 
tres peuples; si elles supposent des observations réellement 
effectuées par des procédés propres, ou si l'on y reconnaît 
l'emploi, intentionnellement déguisé, de méthodes étran- 
gères, appropriées aux coutumes et aux superstitions locales, 
attestant ainsi des communications d'idées, non avouées, 
qui peut-être n'ont pas laissé de traces dans l'histoire écrite, 
et qui toutefois ressortent avec une incontestable évidence 
de ce genre d'investigation. 

C'est ce dernier point de vue qui caractérise spécialement 
l'œuvre lente et laborieuse de Biot, et c'est pour jeter la 
clarté d'une critique impartiale sur l'antiquité souvent 
exagérée de certains peuples qu'il s'est livré à ces études. 
Certes, le savant auteur ne démontre pas rigoureusement la 
nouveauté des peuples qu'il envisage : ce résultat serait sans 
exemple ; mais nous sommes si facilement portés uu mer- 
veilleux et à l'exagération que, lors même que la critique 
irait elle-même au delà des limites du vrai, ce serait encore 
un contre-poids salutaire à nos tendances accoutumées. 

Ainsi, par exemple, on a fait grand cas de la connaissance 
à peu prés exacte de l'année solaire, que les Égyptiens pos- 



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24o DIBLIOGRAPHIB 

sédaîeiit, comme on sail, dès la plus haute antiquité. Or 
Biot ne nie pus cette connaissance» mais il montre qu'il est 
très- facile de Tacquérir, même aux tribus les plus gros- 
sières. Les quatre faces des pyramides de Memphis sont 
orientées à quelques minutes près; les Égyptiens savaient 
donc dans ce temps-là tracer une ligue méridienne et sa per- 
pendiculaire. Une observation facile et l'usage de la règle, 
de l'équerre et du niveau suffirent pour élever les assises 
horizontales des pyramides. 

Il suffit, en effet, simplement pour cela de prendre pour 
signal initial un point remarquable de l'horizon.où le Soleil 
se sera levé à un certain jour, en choisissant pour cela 
l'époque de l'année où son déplacement matutinal est le 
plus rapide. Depuis ce moment, le point de son lever s'écar-' 
tera progressivement de sa position précédente, en remon- 
tant vers le nord, jusqu'à une certaine amplitude où il 
s'arrêtera. De là, il redescendra vers le sud, rejoindra le 
signal, le dépassera, et s'en écartera dans ce sens jusqu'à 
une autre limite, où il redeviendra encore stationnaire. 
Puis, il reprendra sa marche vers le nord, et, quand il 
atteindra une seconde fois le point de l'horizon qui sert de 
signal, on connaîtra que la révolution entière de l'astre est 
accomplie. Une seule épreuve ainsi effectuée montrera que 
l'intervalle de ces deux retours a compris, en nombre rond, 
trois cent soixante-cinq jours. En réitérant l'observation 
sur le même point de l'horizon, après deux fois, trois fois, 
vingt fois trois cent soixante-cinq jours, on verra que cette 
période est un peu trop courte pour y ramener le Soleil, et 
qu'il faut y ajouter un jour après quatre révolutions pareil- 
les; ce qui les porte à trois cent soixante-cinq jours un 
quart. 

Cette explication avait été acceptée par l'Académie des 
Sciences, dès le premier Rapport de Biot, en i84o ; mais 
elle était révoquée en doute par i'AcAdémie des Inscrip- 



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ASTROXOHIQUE. 24 I 

tions. Pour convaincre les plus dilTiciles, Tauteur fit faire 
l'observation précédente à Mempbis par Mariette, en le 
priant d'observer Téquinoxe vernal de 1 853 sur l'alignement 
des faces de la grande pyramide, d'après le procédé, élé- 
mentaire que nous venons de décrire. Mariette obtint le 
résultat le plus satisfaisant, et sa lettre ajoutait que « les 
habitants de tous les villages modernes qui avoisinent les 
pyramides savent parfaitement que, le jour de Téquînoxe, 
le Soleil se couche à l'horizon occidental dans une posi- 
tion telle, que son disque s'aperçoit sur le prolongement 
de l'une des faces, boréale ou australe, de leur masse. 
A Koneisseh, en particulier, l'ombre de la grande pyramide, 
qui s'étend à plus de trois kilomètres, dirige sa pointe sur 
une pierre de granit, qui marque ainsi les équinoxes. » 
« Ainsi, ajoute Biot, voilà de pauvres Bédouins du désert, 
ne sachant ni lire ni écrire, qui font annuellement, pour 
leur usage, des observations d'équinoxes, que desavants 
académiciens de Paris s'obstinaient à déclarer absurdes et 
impossibles, quand on leur annonçait que rien n'était plus 
aisé. » 

C'est par des considérations analogues que l'auteur s'at- 
tache à diminuer l'ancienneté des Égyptiens, et c'est au 
même point de vue qu'il se fait sur l'antiquité et l'origina- 
lité de la science astronomique des Indous une opinion 
toute contraire à celle qui est accréditée par de puissantes 
autorités. En ce qui concerne les peuples de l'Inde, il re- 
marque que la connaissance exacte de la marche du Soleil 
parmi les signes du zodiaque, loin d'être un point à l'appui 
de l'authenticité de la science indienne , montre , par sa 
similitude avec celle des Grecs, que, très-probablement, 
elle est postérieure et empruntée à celle-ci (l'étude des 
Aryas ne confirmera-t-elle pas l'opinion contraire?). 11 ar- 
rive que le Sûrya-Siddhânta^ dont Colebrooke a donné une 
traduction littérale, offre une identité de désignation, non- 
III. Il 



y Google 



24a BIBLIOGHAPBIB 

seulement pour le premier signe du zodiaque Meska (Bélier), 
mais encore pour les onze autres qui, remarque curieuse, 
sont exactement les mêmes que ceux du zodiaque grec, et 
qui plus est, inscrits dans le même ordre. De là, on peut 
conclure en toute assurance que Tun des deux peuples a 
emprunté à l'autre cette suite de symboles ; car, étant tous 
entièrement et individuellement arbitraires, il n'y aurait 
aucune vraisemblance à supposer que les Indous et les 
Grecs se seraient séparément accordés pour les prendre 
tous, sans exception, dans les mêmes objets matériels^ em- 
ployés dans le même ordre d'application. Or, d'une part, 
l'auteur ne partage pas l'opinion de Bailly sur l'authenti- 
cité d'un peuple antérieur, qui a disparu après avoir fait 
de grands progrès dans les sciences, et duquel descen- 
draient ces notions collectives; d'autre part, il expose que, 
dans l'absence de tout instrument, de toute méthode d'ob- 
servation et de toute mathématique, les Indous n'ont pu 
construire l'édifice de leur science, notamment en ce qui 
concerne l'origine des ascensions droites , fixées à la petite 
étoile Ç des Poissons. Il en est de même pour )a durée des 
révolutions des planètes. 

L'antiquité prodigieuse marquée par le nombre d'années, 
4 320 ooo est la raison des quatre âges symboliques : âge 
d'or = I 728000; âge d'argent = i 296000;» âge d'airain 
= 864000; âge de fer =432 000. Un instant d'attention 
suffit pour reconnaître que, le dernier de ces nombres étant 
pris pour unité, les autres en sont des multiples exacts par 
2, 3, 4» ot que la somme en est le décuple. Quant au | 
nombre 4320 000, c'est le quadruple de 1080000, et ce 
dernier marque le plus petit nombre d'années solaires si- 
dérales qui contienne une somme entière de jours moyens 
solaires (394t 479» 4^7 )• ^^ ^ multiplié par 4 pour voiler la 
fiction, comme on l'a fait pour un grand nombre d'autres 
chifires. 



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^ ASTRONOMIQUE. 243 

Mais, en revancbe, l'auteur professe un grand respect 
pour l'antiquité des livres chinois et l'originalité de leur 
science, quoique ceux-ci n'aient pas connu d'autre proposition 
de Géométrie que cet énoncé sans démonstration du carré 
de l'hypoténuse : les nombres 3, 4* ^ représentent la base, 
la hauteur et l'hypoténuse d'un triangle rectangle. C'est 
aux Chinois qu'il demande la composition des vingt-huit 
mansions solaires, des nakshatras indiens. Le cycle de 
Méton pour la période luni-solaire avait également été 
trouTé par les Chinois, sept siècles auparavant, et avec une 
exactitude supérieure à celle de l'astronome grec. Les rites 
officiels chinois sont intimement liés aux événements astro- 
nomiques. Longtemps avant Tincendie général des livres, 
ordonné en 2i3 par le tyran Thsin-chi-hoang-ti, le Chou- 
hing et le Chi^ging consacraient en vers les préceptes de 
l'Astronomie, longuement médités par des générations d'ob- 
servateurs. L'empereur était considéré comme le fils du 
ciel et, à ce titre, son gouvernement devait offrir l'image de 
l'ordre immuable qui régit les mouvements célestes. Aussi, 
une éclipse indiquait-elle un dérangement dans la con- 
duite du souverain comme elle en indiquait un dans le ciel : 
c'était un avertissement. De grandes cérémonies, auxquelles 
le roi assistait, battant du tambour en personne, saluaient 
ces prodiges ; on se figure le mécontentement qu'excitait une 
prédiction non réalisée ou un événement non prédit. — 
Un jour, comme la cérémonie royale était prête, et que les 
représentants de la nation étaient dans l'attente, le Soleil 
resta pur et splendide.... L'astronome, dont la vie était en 
grand danger, publia un écrit dans lequel il prétendit que 
son calcul était juste, mais que le ciel avait changé d'avis, 
en considération des hautes vertus de l'empereur. On lui 
pardonna pour cette fois le désappointement général. 

L'hiatoire de la valeur des peuples est écrite dans leurs 
annales scientifiques, et les recherches d'érudition méritent, 



y Google 



Mi BIBLIOGRAPHIE 

par leur notion même, et indépendamment de l'opinion 
personnelle du narrateur, de fixer rattcntion de ceux qui 
s'intéressent à la philosoplAe des sciences. 



m. 

BIOT. — Les Mélanges scientifiques et littéraires {*). 

Un homme qui, pendant un demi-siècle, suivit d'en haut 
le progrès général des sciences et y coopéra dans une large 
part, possède en valeur personnelle une mine de richesses 
rarement appréciée à sa juste valeur. Appelé, durant un si 
grand laps de temps, à intervenir périodiquement dans la 
marche des travaux, à juger les questions les plus diverses, 
à prendre part aux recherches les plus variées, le champ de 
ses études est immense; son esprit est devenu une véritable 
encyclopédie. Quelquefois des études si variées sont pour- 
tant coordonnées entre elles, et forment un ensemble, une 
unité que le savant peut idéalement reconstruire vers la fin 
de sa vie et présenter comme le résultat de ses travaux : 
telles furent les recherches de Humboldt, qui toutes' appar- | 
tiennent à la physique du monde, et sont poussées assez 
loin les unes des autres pour constituer le monument du 
Cosmos, Chez d* autres travailleurs, au contraire, la diver- 
sité de leurs études est une cause de leur séparation indi- I 
viduelle, elles appartiennent à des années disparues, à des 
sujets rayés de l'ordre du jour, à des préoccupations dont 
on s'est affranchi, et elles demeurent ainsi cachées dans 
l'ombre sous leur première forme de Mémoires. Cependant, 
quelques-unes d'entre elles peuvent ne pas mériter un 
oubli définitif: soit qu'elles constatent le mouvement scien- 
tifique et qu'elles donnent ainsi l'histoire moderne des 

( • ) I vol. in-8. Parl«, Nlohel Lévr. ^ 



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ASTBONOMIQUE. 245 

sciences, soit qu'elles touchent à ces sujets dont la destihée 
est de reparaître de temps en temps sous le soleil après des 
années d'assoupissement, soit enfin qu'elles fassent partie 
du réseau actuel de la science, elles sont dignes d'être réé- 
ditées sous une forme nouvelle, qui consacre leur rang dans 
le monde des lettres. — Tel est le cas des Mélanges scien- 
tifiques et littéraires de J.-B. Biot. 

L'auteur a donné lui-même un sommaire du mouvement 
accompli sous ses yeux pendant cinquante ans. Pendant cet 
intervalle, de jeune homme il est devenu vieillard, et les 
lecteurs auxquels il s'adressait ont fait place à des lecteurs 
nouveaux, aussi différents de ceux-là par leurs habitudes 
d'esprit que par la coupe de leurs habits. Entre les pre- 
miers et les derniers, l'état social de la France est revenu. 
« de la grossièreté démocratique, dit Biot, à l'élégance des 
monarchies et des empires », en passant par les intermèdes 
de cinq ou six révolutions politiques qui ont bouleversé, à 
chaque fois, les rangs, les fortunes, les positions des indi- 
vidus. Tant de mutations rapidement opérées chez une 
nation aussi mobile que la nôtre en ont nécessairement 
amené ^e considérables dans ses idées, ses goûts, ses exi- 
gences, et par suite dans les productions littéraires, même 
scientifiques, qu'on lui présentait. D'autant que, dans les 
intervalles de repos qui ont séparé ces transformations so- 
ciales, les esprits ont été occupés, remués par une succes- 
sion continue de découvertes nouvelles, qui ont étendu le 
cercle des connaissances humaines presque au delà des 
bornes qu'on leur supposait possible d'atteindre. Ainsi, les 
sciences d'érudition nous ont révélé les secrets de l'an- 
tique Egypte; elles nous ont rendu familières les langues, 
les religions, les doctrines du vieil Orient; et par leur cri- 
tique éclairée, non moins que sévère, elles ont totalement 
modifié on détruit une multitude d'opinions erronées 
que le siècle précédent avait trop inconsidérément admises 



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246 BIBLIOGRAPHIE 

comme certaines. Mais rien n'a frappé les imaginations 
autant que les prodiges qu'ont enfanté de nos jours les 
sciences positives, qui s'appuient sur l'expérience et le 
calcul mathématique. Par l'observation, elles ont décou- 
vert dans notre système solaire un grand nombre de pla- 
nètes inconnues aux âges précédents, circulant, comme les 
anciennes, autour du Soleil, suivant les lois de la gravita- 
tion, et, au delà de ce système, des soleils circuladt autour 
d'autres soleils, suivant des lois que le temps fera connaitre, 
probablement identiques à celles-là. Par l'expérience pa- 
tiemment suivie et habilement maniée, elles ont mis au ser- 
vice de la société des agents naturels, dont l'existence 
matérielle est insaisissable à nos sens, et qui, dirigés, 
enchaînés pour ainsi dire, lui fournissent les uns des mo- 
teurs mécaniques d'une puissance indéfinie, les autres des 
agents de communication, transmissibles presque instanta- 
nément à toutes distances. Que de vues, que de notions 
nouvelles surgies pour nous dans le courant du demi-siècle 
qui vient de s'écouler ! 

liCS Mélanges de J.-B. Biot présentent un genre 4'intérèt 
spécial, c'est la constatation de ce grand fait intellectuel, 
qui est en même temps un présage assuré des progrès fu- 
turs : que les Sciences n'ont eu besoin, pour enfanter tant 
de merveilles, que d'appliquer invariablement les mêmes 
principes de philosophie qui ont régi toutes leurs recherches, 
depuis le temps de Galilée et de Newton; et c'est un beau 
spectacle que de suivre l'application constante de cette 
philosophie aux idées générales qui ont continuellement 
changé autour d'elles. 

C'est principalement le mouvement scientifique opéré au 
commencement de ce siècle qui se manifeste dans la série des 
Mémoires de cet homme laborieux, qui osa se faire membre 
de trois académies. On sait que, jusqu'au météorologiste 
Cladni, les sociétés savantes en général, et l'Académie des 



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ASTRONOMIQUE. . a47 

Sciences en particulier, avaient déclaré apocryphes toutes 
les pierres tombées du ciel : il était défendu aux acrolithes 
de tomber, et comme pour les convulsionnaires de Saint- 
Médard , il était admis qu'elles ne contrevenaient pas à la 
défense. Cependant, Tan XI de la République française, le 
bruit courut que, dans le département de l'Orne, à l'Aigle, 
un météore extraordinaire était subitement apparu dans le 
ciel et avait donné naissance à une explosion, de laquelle 
des fragments de minéraux avaient été lancés. Le citoyen 
Biot fut chargé, par le ministre de l'intérieur, de la con- 
statation de ce phénomène. C'est par la relation de ce pré- 
cieux service rendu à la Physique que s'ouvre la collection 
des Mélanges, Le rapport des témoins oculaires, villageois 
et villageoises, est des plus intéressants. L'envoyé put af- 
tirmer que : le mardi 6 floréal an XI, vers une heure de 
l'après-midi, il y avait eu aux environs de l'Aigle une ex- 
plosion violente ayant duré cinq ou six minutes, avec un 
roulement continuel, et que cette explosion avait été en- 
tendue à plus de trente lieues à la ronde. En reconnaissant 
ce fait, on créait à la Météorologie une nouvelle branche ; 
les fragments du météore, longuement et patiemment cher- 
chés dans les champs, furent trouvés en partie, analysés 
par le citoyen Thenard, et placés au Muséum d'histoire 
naturelle. 

Ses voyages et opérations géodésiques viennent enmite. 
On assiste aux opérations faites en Espagne pour prolonges 
la méridienne de France jusqu'aux lies Baléares; en An- 
gleterre, eu Ecosse et aux iles Shetland, pour la détermina- 
tion de la figure de la Terre ; en Italie et en Espagne, par 
les mêmes recherches. A ces travaux scientifiques, dont la 
valeur incontestée forme l'une des bases de la Géodésie, 
succèdent les explorations plus pittoresques faites en Nor- 
vège, en Laponie, aux montagnes Rocheuses; le voyage 
lutour du monde, fait de 1806 à 181 3, et le voyage de dé- 



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248 BIBLIOGRAPHIE 

couYertes, exécuté par l'ordre des États-Unis d'Amérique, 
de i838 à 1842. C'est dans ces voyages que se révèle princi- 
palement le talent de Biot comme géomètre. 

Des Notices biographiques, extraites de la Biographie 
universelle f deux surtout méritent d'être signalées : celles 
de Newton et de Galilée. A propos de cette dernière, on 
remarque avec intérêt le Chapitre sur la visite de l'auteur 
au pape Léon XII, et sa conversation au Fatican, Le pro- 
fesseur d'Astronomie ne voulut pas traverser Rome sans 
avoir l'honneur d'être présenté au Saint-Père, Au salon 
d'attente, il lui arriva de causer fort longuement et fort 
gracieusement avec un religieux vêtu d'une longue robe 
blanche. Il s'agissait du procès de Galilée, et c'est avec la 
plus exquise bienveillance que ce dominicain revenait sur 
l'histoire du persécuté. Or, ce religieux n'était autre que le 
commissaire général du Saint-Office, celui qu'on appelle 
en France : le grand inquisiteur. « Je revins à mon logis 
tout pensif, écrit le narrateur, méditant sur les particula- 
rités qui avaient accompagné cette rencontre inattendue. 
Ainsi, me disais-je, après deux siècles écoulés, dans ce 
même Vatican où Galilée a été condamné, nous venons de 
faire la révision pacifique de son procès, mais avec quels 
changementsmerveilleuxdansleshommesetdansles idées! • 

La description de l'Observatoire astronomique central de 
Poulkova, et l'exposé des travaux du regretté G. W. Struve, 
fournissent à l'auteur l'occasion de faire l'histoire de l'Astro 
nomie en France et en Angleterre à l'époque de la fondation 
des Observatoires de Paris et de Greenwich. Il montre la 
modestie de Picard et de Roëmer, les succès de Cassini à 
la cour de Louis XIV, et Jes difficultés qui s'opposèreut 
à ce que l'Observatoire de Paris pût compter parmi ses 
membres les hommes éminents, comme les établissements 
analogues des nations voisines. Ce n'est pas là une des 
pages les moins intéressantes des écrits de hauteur. 



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ASTRONOMIQUE. 249 

Mais nous ne pouvons nous empêcher de citer, en termi- 
nant cette rapide notification des œuvres diverses de J.-B 
Biot, l'anecdote par laquelle il ouvre son œuvre, Vanecdote 
relative à Lapliiccy lue à TAcadémie française dans sa séance 
du 5 février i85o. 

L'histoire remonte au mois de brumaire an VIII de la 
République française, première édition. Laplace travaillait 
alors à la Mécanique céleste^ et le jeune Biot, alors pro- 
fesseur de Mathématiques à TÉcole centrale de Beauvais, 
avait eu le bonheur de faire sa connaissance en lui mani- 
festant le désir de corriger les épreuves de son œuvre. Le 
studieux jeune homme s'occupait avec ardeur d'une question 
géométrique fort singulière qu'Euler avait traitée par des 
méthodes indirectes dans un Mémoire intitulé : De insigni 
promotione methodi tangentium inversas, La singularité de 
ces problèmes consistait en ce qu'il fallait découvrir la na- 
ture d'une courbe, d'après certaines relations assignées, 
dont les caractères géométriques étaient d'ordres dissem- 
blables. Biot en trouva la clef, et vint tout joyeux, à Paris, 
soumettre sa découverte à l'illustre astronome. Celui-ci 
l'écouta avec une attention mêlée de quelque surprise, le 
-questionna sur la nature île son procédé, examina son 
travail avec la plus grande bienveillance et le complimenta 
sur sa valeur, puis il lui conseilla de rayer quelques aperçus 
de la fin, trop éloignés de la solution. « Comme cela, pour- 
suivit-il, le reste sera fort bien. Présentez votre Mémoire à 
la Classe (on appelait ainsi l'Académie), et, après la séance, 
vous reviendrez dîner avec moi. Maintenant, allons dé- 
jeuner. » Et le jeune homme, présenté à M<"^ Laplace, eut 
sous les yeux le plus simple et le plus charmant tableau 
d'intérieur. 

Le lendemain il se rendit, brûlant de bonheur, à l'In- 
stitut. Monge y avait amené son ami le citoyen Bonaparte. 
Le jeune homme se mit à tracer sur le grand tableau noir 

II. 



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a50 BIBLIOORAPBfB 

les figures et les formules qu'il devait exposer. Puis il dé- ] 
montra olairement et sans trouble le but et le résultat de 
ses recherches. Tout le monde le félicita sur leur origina- 
lité. Laplace ramena chez lui le jeune savant triomphant» 
et puis : 

« Venez, me dit-il» un moment dans mon cabinet, j'ai 
quelque chose à tous faire voir. » — « Je le suivis, raconte 
M. Biot. Nous étant assis, et moi prêt à l'écouter, il sort une 
clef de sa poche, ouvre une petite armoire placée à droite 
de sa cheminée, je la vois encore..., puis il en tire un cahier 
de papier jauni par les années, où il me montre tous mes \ 
problèmes, les problèmes d'Euler, traités et résolus par cette 
méthode, dont je croirais nCétre le premier avisé. Il l'avait 
trouvée aussi depuis longtemps ; mais il s'était arrêté devant I 
ce même obstacle qu'il m'avait signalé. » 

Le témoignage d'une bienveillance aussi exquise n'a pas 
besoin de commentaire. 

Laplace était déjà le premier astronome de France. A la 1 
fondation de l'empire, il le devint officiellement, et fut \ 
promu aux premières dignités du Sénat. On protégeait en 
lui la jeunesse studieuse tout entière. Peu de savants officiels 
mériteraient l'éloge sympathique que Biot donne à Laplace. 

IV. 

SECCHI. — L'Unité des forces physiques ('^). 

La théorie de l'unité des forces de la nature fait son che- 
min dans le monde de la science, et cette théorie a sur 
beaucoup d'autres l'avantage d'être basée sur l'étude expé- 
rimentale des faits. Après Grove et Tyndall, voici le savant 

(* } La traducUoD française de cet ourrage a ét^ pabilée ches SaTjt s 
Part». 



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ASTRONOMIQUE. a5l 

• directeur de l'Observatoire du Collège romain qui entreprend 
une synthèse des connaissances acquises sur cette matière. 
Nous présenterons à nos lecteurs les conclusionis fonda- 
mentales de l'ouvrage, et nous les traduirons en laissant à 
Tauteur la forme originale de ses expressions et de ses 
comparaisons. Nous commencerons par la conclusion des 
expériences spécialement relatives à la chaleur» et nous 
terminerons par la conclusion générale. 

De l'ensemble des faits, on conclut que, pour expliquer 
tous les phénomènes de la chaleur, il suffit de Tinertie et de 
l'impulsion mécanique. Les autres forces physiques ou chimi- 
ques secondaires sont reconnues inutiles comme primitives. 

De cette manière, les phénomènes de la chaleur peuvent 
se réduire à un simple échange de mouvement, et il n'est pas 
nécessaire de recourir à d'autres principes pour l'expliquer. 

Cette théorie reste vraie indépendamment de toute con- 
ception sur la nature des agrégations moléculaires qui sont 
constamment en antagonisme avec la chaleur, et qui jus- 
qu'à présent peuvent être attribuées à deux sources diffé" 
rentes : à une force, sui generisy de laquelle seraient doués 
les atomes, ou bien à l'action intrinsèque d'un moteur. La 
première théorie est la plus commode, parce qu'elle ne se 
charge de rien expliquer, mais admet comme un fait ces 
forces qui concourent en chaque cas. La seconde cherche à 
les déduire des lois physiques du mouvement. Quelle que 
soit l'hypothèse que l'on admette, la théorie mécanique de 
la chaleur est toujours vraie, parce qu'elle se fonde sim- 
plement sur l'échange de mouvement. 

On peut à ce propos faire une réflexion fréquente. 

Lorsque l'on considère Ijjmmensc quantité de faits qu'il 
faut recueillir et préparer pour arriver à tirer des conclu- 
sions concises et modestes, on ne peut S'cmpècher d'admirer 
(pour ne pas dire autre chose) la franchise de ceux qui 
cherchent à résoudre les questions de Physique avec des 



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«Sa BIBLIOGBAPHIB 

théories a priori Lorsqu'on Teut chercher à comprendre 
essentiellement la relation du calorique avec les autres forces 
de la matière, on est arrêté en chemin par de norabrenses 
difYicultés sur différents points, à cause de l'ignorance dans 
laquelle nous laisse cette théorie sur la constitution des 
corps. On sent surtout le besoin de savoir en quoi consis- 
tent ces forces antagonistes qui constituent le lien des corps 
afin de comprendre entièrement la façon d'agir de ce même 
calorique. 

Ces difficultés ne peuvent être éclaircies que par l'étude 
des autres forces physiques; en premier lieu il est indispen- 
sable de connaître s'il existe ou non ua milieu qui opère 
partout et dans lequel soient immergés tous les corps et 
comment il concourt aux phénomènes que nous présente la 
nature. 

La solution de cette question dépend de l'étude de la 
lumière et de l'électricité; de là, la théorie mécanique de 
la chaleur recevra un nouvel appui, beaucoup plus solide 
que celui qu'elle a reçu de l'étude simple de l'équivalent 
mécanique de la chaleur. 

La chaleur ne devrait pas|ètre regardée simplement comme 
mouvement malgré l'équivalence que l'on a constatée; 
car, pour prendre une comparaison, quoique l'argent que 
reçoit un ouvrier pour son travail et le temps qu'il emploie 
pour l'exécuter ait un équivalent ou coefficient constant, 
on ne peut pas dire pour cela que le temps soit l'argent. 

La découverte de l'équivalent mécanique de la chaleur est 
une donnée d'expérience qui a montré empiriquement la 
permanence du mouvement et de l'énergie, ou, pour mieux 
dire, Vindestructibilité de la forcCy de même que les expé- 
riences de Lavoisier ont démontré expérimentalement Vin- 
destructibilité de la matière. De cette façon, on a fourni 
à l'analyse mathématique une base certaine de départ et 
sur quoi fonder les formules. 



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ASTRONOMIQUE. a53 

Moyennant le déTeloppement de ces dernières, on est 
arrivé à des conclusions plus pratiques, lesquelles ont dé- 
montré véritablement le principe par des faits qui ne pou- 
vaient pas se prouver directement par l'expérience, et c'est 
là un des avantages réels de la Géométrie. 

Ces travaux théoriques constituent un des plus beaux mo- 
numents de la science physiqne- mathématique de nos jours, 
et ils luttent d'importance avec ceux de la Mécanique 
céleste, de l'Optique et de TÉlectro-dynamique. 

Les forces de la nature ne se perdent pas ; elles ne font 
que transformer leur action. Par exemple, un corps plongé 
dans Teau perd de son poids un poids égaî au volume d'eau 
qu'il déplace; mais il serait erroné de croire que la gravité 
ait perdu ses droits, car, si le corps pèse moins d'une cer- 
taine quantité, le vase d'eau dans lequel il est plongé pèse 
en plus, et de la même quantité que le corps immergé pèse 
moins. Ainsi, pour le baromètre, si le mercure suspendu 
dans le tube ne pèse pas au fond du vase qui contient l'ex- 
cédant, il charge bel et bien d'un poids égal le support sur 
lequel il est attaché, comme le prouve du reste le baromètre 
à balance. D'où l'on conclut que les forces de la nature, 
qui semblent perdre leur efficacité, ne font que se trans- 
former, et il est du domaine de la science d'indiquer com- 
ment cette transformation s'effectue. 

Passons maintenant aux conséquences générales que le 
P. Secchi a déduites de ses études. 

Il est facile de reconnaître l'immense progrès que l'esprit 
humain a accompli, pendant ces dernières années, dans la 
connaissance de la nature, et de se convaincre que les résul- 
tats partiels obtenus par la voie expérimentale ouvrent un 
chemin plus facile et plus précis qu'antérieurement à une 
notion sur la nature des forces qui gouvernent la matière. 

Le résultat fondamental peut se résumer en ce principe, 
que nous devons mettre de côté les tendances abstraites, 



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254 BIBLIOGRAPHIE 

les qualitéâ occultes des corps et les nombreux fluides ima- 
.ginés jusqu'à présent pour expliquer les agents physiques, 
et affirmer que toutes les forces de la niuure dépendent du 
mouvement. 

Ce mouYement doit s'admettre dans les parties intimes 
de la matière d'une façon plus générale que pour une .masse 
finie, c'est-à-dire rotatoire et translatoire. Par cette double 
manière d'être, il devient indestructible dans les masses, 
considéré même simplement selon l'ordre mécanique» en 
Tertu de l'inertie, et il n'a pas besoin d'action spéciale qui le 
renouTelle. Son énergie, provenant de l'impulsion primitive 
du premier moteur^ se conserve avec la même action qui 
conserve la matière. 

Ce principe, que les modernes appellent conservation de 
la force, n'est au fond que le premier principe proclamé 
par Newton, dans les lois de la communication du mouve- 
ment, c'est-à-dire l'égalité de V action et de la rétiction. 

Un corps simplement libre se meut en ligne droite et 
dans la direction de l'impulsion qu'il a reçue; mais, quand 
il rencontre une deuxième masse à laquelle il doit commu- 
niquer son mouvement, alors il exerce une action qui trouve 
dans l'autre une réaction égale. 

De ce principe résultent non-seulement les lois de l'échange 
du mouvement entre les corps dans lesquels on ne déve- 
Ic^pe aucune force interne, mais aussi celles qui règlent sa 
communication au moyen d'autres corps, comme par 
exemple des leviers, des courroies, etc., qui constituent les 
machines. Elles s'appliquent aux principes de l'égalité des 
moments des aires et à celui qui porte le nom de d'Alem- 
bert, d'après lequel l'équilibre existe toujours dans uu 
système entre les forces perdues d'une part et gagnées de 
l'autre. — Ce qui réduit les problèmes de Dynamique à 
ceux de Statique. 

Ce même principe s'applique aussi aux genres d'action 



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A9TB0N0MIQUE. 255 

où les résisti^nces sont continues» et naissent ou du frotte- 
ment, ou de la cohésion, ou de la gravité, ou de l'accéléra' 
tion du corps. 

En évaluant à chaque instant l'action de la cause par le 
produit de la force mv dans la vitesse dv, il en naît tW»**, 
que l'on appelle force vive, énergie ou travail actif; en éva- 
luant ]a résistance ou réaction par la vitesse communiquée 
dans le même temps aux parties du corps multipliées par 
l'intensité des forces résistantes, de quelque espèce qu'elles 
soient, nous aurons le travail exécuté, qui, d'après le prin- 
cipe précédent, doit être égal au travail actif, et sera repré- 
senté par l'intensité de la force résistante multipliée par 
l'espace parcouru en chaque instant. 

Aucun doute n'a jamais été soulevé contre la vérité de ce 
principe, tant qu'il s'est agi de mouvements de masses pon- 
dérables, et c'est pour cela que l'on a toujours admis 
comme évidente l'impossibilité du mouvement perpétuel. 

Mais la nature obscure et mal connue de certaines résis- 
tances et de certaines causes de mouvement dites d'ordre 
physique ne permettait pas d'appliquer ces principes à 
plusieurs faits, comme les actions chimiques, ou celles de 
l'électricité et de la lumière, et surtout ceux de la cha- 
leur. 

Les études entreprises en ces dernières années ont montré 
que les mêmes principes mécaniques sont applicables aussi 
à ces derniers cas. 

Les découvertes faites sur la lumière et le calorique de 
radiation avaient déjà prouvé que la chaleur est un phéno- 
mène de mouvement, et il en était de même de quelques 
actions chimiques; mais le fait récemment démontré de la 
transformation de la chaleur en force mécanique, avec dis- 
parition du calorique, a mis les physiciens sur une nouvelle 
vofe de recherches, et l'on a reconnu que l'égalité entre 
l'action et la réaction existe non-seulement entre les mou- 



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«56 BIBLIOGRAPHIE 

vements finis des masses, mais aussi dans ces mouvements 
moléculaires qui constituent ce que l'on nomme chaleur. 

Ce mouvement moléculaire est en nous la cause immédiate 
et le principe direct de la sensation de la chsileur, et la 
température n^est autre chose que le différent état des corps 
dépendant de l'intensité de la force vive qui anime les 
molécules, attendu que la température se mesure par le 
travail de la dilatation. 

Une étude plus approfondie des propriétés de la matière 
a montré que les forces qui régissent intimement les corps 
et leur donnent une forme déterminée, et que Ton appelle 
attractions moléculaires, ne dépendent nullement de liens 
matériels posés entre les parties constituantes, ni de prin- 
cipes abstraits, — cette action à distance serait absurde, — 
mais que l'on doit les considérer simplement comme on 
effet des mouvements qui animent les masses élémentaires; 
l'action ou énergie motrice est employée à modifier ces 
mouvements. 

Tous les effets mécaniques et caloriques de la matière se 
réduisent simplement à un changement de direction et de 
vitesse entre les molécules, et la seule différence entre les 
efiets ordinaires et les effets moléculaires consiste en ce que 
dans les premiers les mouvements sont étendus et sensibles, 
tandis que dans les autres leur petitesse les rend invisibles 
à nos sens; et, bien que parfois il semble que la translation 
locale manque, néanmoins l'effet n'est pas nul, et l'action 
est employée à modifier les rotations. Les plus petites 
masses moléculaires peuvent et doivent résister par cette 
raison et par la simple inertie, comme le montre l'expé- 
rience de la toupie tournant dans un appendice. A cause de 
ces réactions, le travail des forces dans l'intérieur des masses 
est réduit à un simple effet dynamique ; le principe frénéral 
établi pour tous les autres mouvements doit également 
subsister pour lui. En pratique, toute action mécanique peut 



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ASTRONOMIQUE. 267 

se résoudre en choc de masses finies, lequel choc passe aux 
molécules infiniment petites, et se transforme enfin en cha- 
leur. Fice versa, de la chaleur dérive la puissance méca- 
nique, soit soas forme de mouvement moléculaire chimique, 
soit sous forme àe dilatation calorifique; le tout avec com- 
pensation parfaite dans la grande constitution de l'univers, 
au sein duquel nous n'occupons qu'un point imperceptible. 

Le laborieux directeur de l'Observatoire de Rome ajoute 
aux considérations précédentes l'existence et l'influence de 
l'éther. 

« Il existe, dit-il, dans l'espace et dans l'intérieur de 
tous les corps une matière plus ténue, laquelle, par son 
action d'inertie, est capable de détruire les mouvements 
des masses pondérables, et, par ses lois d'équilibre et de 
pression, peut maintenir les masses lourdes à distance, ou 
même les rapprocher, et en général agit comme un fluide. 

» La propagation successive de la lumière nous révèle l'exi- 
stence de cette maticic subtile, répandue par tout l'univers, 
qui, avec ses vibrations, produit non-seulement la sensation 
de la clarté, mais aussi les actions calorifiques et chimiques 
entre les corps placés à distance. 

» Ce milieu, répandu à l'intérieur de tous les corps dia- 
phanes ou opaques, avec ses mouvements de transport, est 
la cause de ces phénomènes qui constituent l'électricité dy- 
namique et le magnétisme, et il entre en action dans les 
opérations chimiques. Avec son mouvement, il sert à trans- 
porter la force vive d'une partie à l'autre des masses mises 
en contact dans les combinaisons voltaîques, et avec ses 
pressions donne lieu aux attractions et répulsions électro- 
statiques. 

> Ce milieu n'est pas un principe diflerent de la matière 
ordinaire relativement à la substance, mais seulement il 
suppose une condition, un état de la matière diflerent de 
^elni qui constitue les corps dits pondérables. Cet état se* 



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25C BIBLIOGRAPHIE 

mit celui de désagrégation complète ou de ténuité très- 
grande, par laquelle, étant réduite aux simples atomes élé- 
mentaires, elle pénètre partout, aussi bien dans les espaces 
planétaires que dans Tintérieur des corps. 

» La matière réduite ainsi est appelée éther. Elle est 
inerte et assujettie à toutes les lois de la mécanique ordi- 
naire, et on ne l'appelle agent immatériel que par abus et 
en sens opposé de la matière lourde. 

• La résistance aux mouvements translatoires ne devient 
sensible que dans des cas exceptionnels, où elle est douée 
d'une énorme vitesse, et elle semble ne pas être soumise à 
l'action de la gravité, parce qu'elle-même est la cause de 
celte force et de toutes les attractions. » 

La synthèse de ces considérations, c'est que tout dépend 
de la matière et du mouvement j et nous sommes conduits à 
la véritable philosophie naturelle, inaugurée par Galilée (i), 
qui disait que, dans la nature, tout est mouvement et ma- 
tière, ou modification simple de celle-ci par pure trans- 
position de partie ou quantité de mouvement. Ainsi dispa- 
raissent ces immenses quantités de fluides et de forces 
abstraites, qui étaient proposées pour expliquer chaque fait 
particulier. 

Tout en bannissant ces agents mystérieux, l'astronome 
romain ne veut cependant pas accorder que tous les phé- 
nomènes de là nature dépendent de Punique condition de 
matière que l'on dit pondérable, et il croit nécessaire d'ad- 
mettre qu'ils dépendent aussi d'une autre condition : 
l'existence de l'éther impondérable qui, avec ses mou- 
vements spéciaux, est la source des phénomènes de la 
lumière, de l'électricité, du magnétisme et de la gravité 
mème« 

( * ) Non» aimons à entendre le P. Seoehl, dtrectear de l'Obiervatoire da 
Collège romain et ami de Pie IX, citer arec Ténératloo les paroles do 
Toscan persécuté. 



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ASTBONOMIQUE. ^5^ 

« Si un jour, dit-il, on réussit à prouver qu'il est inutile 
d'admettre cette deuxième condition, cela ne fera que res- 
treindre davantage le nombre des moyens dont la nature 
se sert pour arriver à ses fins, et il sera mieux prouvé, ce 
grand principe, que le mouvement et la matière suffisent 
pour expliquer les phénomènes que nous connaissons sous 
le titre de forces physiques. > 

Cela pourtant ne veut pas dire que toutes les questions 
sur les phénomènes particuliers de la nature soient réso- 
lues^ et qu'il ne soit pas nécessaire de faire de nouvelles 
études et de nouvelles recherches. Dans une infinité de cas, 
il reste encore à trouver la véritable façon d'agir de ces 
mouvements, et à reconnaitre le mécanisme intérieur avec 
lequel ils s'exécutent; il reste enfin à les réduire à leurs 
lois réciproques. 

Avoir trouvé que les phénomènes célestes dépendaient 
de mouvements n'a pas empêché de chercher leurs lois 
avec grand' peine pendant plusieurs siècles, et il en sera 
de même pour la mécanique moléculaire. 

La théorie des fluides, même des pondérables, est tou- 
tefois si imparfaite qu'il ne doit pas paraître étonnant que 
plusieurs points relatifs aux efiets du fluide impondérable 
restent obscurs, et que, pour les éclaircir, il faudra tra- 
vailler laborieusement. 

Cependant, une fois que l'on aura compris que tout se 
fait au moyen de mouvements, les études seront plus fa- 
ciles, et une nouvelle voie sera ouverte pour arriver plus 
directement à la solution des problèmes qui comprennent 
l'explication des phénomènes; car un problème bien posé 
est à moitié résolu. 

De même, la véritable origine rationnelle de la chimie 
date du jour où la quantité constante des masses fut ad- 
mise comme condition indispensable; de même la véritable 
théorie des phénomènes physiques a commencé du jour où 



y Google 



a60 BIBLI06RAt>HIB 

l'on tint compte de la quantité constante de mouTement ou 

force vive. 

Un fait quelconque sera véritablement expliqué lorsque 

Ton aura connu la quantité de travail exécuté en chaque 

. cas, et le mode de transformation du mouvement qui le 

produit. Pour le moment, nous sommes loin d'atteindre 

un aussi £rrand résultat. 

Toutefois, nous avons vu que l'on a fait de grands progrès 
en déterminant les équivalents des différentes forces, et nous 
avons remarqué que, si ce calcul est difficile en plusieurs 
cas, il est possible dans tous; ce qui reste à faire n'est pas 
une œuvre de principe, mais une œuvre de déduction. La 
découverte de la théorie mécanique de la chaleur a détruit 
la grande barrière qui entravait le progrès de la mécanique 
moléculaire, et par ce principe un grand nombre de faits 
inconnus jusqu'à ce jour ont reçu leur application natu- 
relle. Les travaux théoriques sur la lumière et le magné- 
tisme avaient déjà préparé ce triomphe à la Science, et 
chaque jour nous pouvons en admirer le progrès. 

Les phénomènes examinés par nous sont les plus simples 
que la nature nous présente, et il en restera toujours une 
infinité d'inaccessibles à notre courte intelligence humaine; 
'ajoutons que les ornements et les richesses des disposi- 
tions de la matière organique végétale ou animale sont 
encore bien éloignés de notre conception. 

La mécanique moléculaire est actuellement dans le même 
état dans lequel se trouvait la mécanique céleste au temps 
de Kepler, où l'on connaissait les lois partielles des mou- 
vements, et où l'on ignorait la loi qui les comprend toutes, 
lois que le génie de Newton réussit à trouver. Il résulte, 
de l'ouvrage même du P. Secchi , que de grands tra- 
vaux sont encore nécessaires pour dissiper l'aridité de ce 
sujet si complexe, et pour nous faire arriver à concevoir 
dans sa simplicité le mécanisme moteur de l'univers. (J'ai 



y Google 



ASTRONOMIQUE. 26 1 ' 

suivi, dans ce compte rendu, l'édition italienne originale de 
l'auteur, et la rédaction s'en ressent d'une manière sensible. 
Mais on pardonnera à la forme en faveur du fond.) La 
matière et la force sont deux entités distinctes et réelles, 
indestructibles l'une comme l'autre. S'il m'était permis 
d'exprimer une opinion après celle du savant astronome 
romain, j'ajouterais que, pour moi, les forces de la nature 
n'ont pas leur origine dans l'éther et ne dépendent pas du 
mouvement, mais existent elles-mêmes, agents dynamiques, 
sont cause du mouvement des atomes, et régissent la ma- 
tière. 



ALFRED MAURY. — L'ancienne Académie des Sciences (*). 

11 y a deux manières d'envisager la Science : soit dans 
l'état actuel de nos diverses connaissances, soit dans la 
marche que l'homme a suivie pour les acquérir successive- 
ment. On voit donc qu'en faisant l'histoire des Sciences 
nous ne sortons pas de notre programme. Des deux vo- 
lumes de M. Maury sur les Académies d'autrefois, l'Académie 
des Sciences et l'Académie des Inscriptions et Belles-Lettres, 
nous ne considérons ici que le premier : c'est l'histoire des 
Sciences physiques et mathématiques pendant un siècle et 
demi dans notre pays, et même à l'étranger; c'est en même 
temps l'illustration des hommes éminents que l'oubli com- 
men ;aît à envelopper. 

Un double intérêt s'attache à cette histoire. D'un côté, 
nous aimons à relire les derniers chapitres des annales de 
l'esprit humain, montrant par quelle voie on fut conduit 
aux découvertes modernes, quels efforts successifs furent 

(*) Un Tolumo ln-8. Paris, Didier ot C*. 



)yCoogle 



a62 BIBUOGRAPHIB 

tentés avant qu'on ait réussi à saisir la yérité, à constater 
clairement les lois de la nature, et à en tirer des applica- 
tions. On apprend en même temps par là à découvrir de 
quelles erreurs il faut se garder dans l'étude des phéno- 
mènes de la nature , et quels sont les vrais principes de 
la méthode scientifique, si lentement et si laborieuse- 
ment édifiée. En outre, on ne rencontre pas moins 
d'intérêt dans cette histoire que dans Vhistoire politique 
du pays. Les antagonismes de personnes et départis, les 
guerres, les invasions et les revers dont celle-ci est rem- 
plie , l'histoire des Sciences les présente aussi ; seule- 
ment, on y combat avec d'autres armes et sur un autre 
terrain, on lutte pour des idées, et l'on s'attaque avec des 
faits. La vanité personnelle et l'esprit de parti jouent là un 
rôle comme dans les agitations publiques, la région et les 
sujets de combat diffèrent seuls. L'histoire des Académies et 
l'étude que nous avons sous les yeux en particulier appor- 
tent à notre curiosité un aliment substantiel et des sujets 
dont la variété peut la captiver, quoiqu'elle offre un champ 
plus restreint et des révolutions moins profondes que celles 
qui renversent ou fondent les empires. 

Le livre de M. Maury met également en évidence la su- 
périorité des Sciences sur les lettres proprement dites, si 
l'on prend soin de distinguer de celles-ci des études à tort 
confondues avec elles. Tandis que les Sciences sont le fruit 
de l'application de la raison à l'observation attentive des 
faits que nous offre le monde physique et moral , que la 
spéculation en est évincée et que la critique y met en ac- 
tion ses règles rigoureuses, dans la littérature, rimagination 
est souvent la maîtresse; l'éloquence, la poésie peuvent 
dissimuler bien des fausses grandeurs et bien des vanités 
puériles. « On peut être un grand écrivain, dit trés-bieD 
M. Maury, et n'ayant guère avancé , comme Jean-Jacques 
Rousseaui que des idées fausses et des théories dangereuses; 



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ASTRONOMIQUE. a63 

on ne saurait être un grand savant sans avoir découvert 
beaucoup de vérités nouvelles et observé mille faits ina- 
perçus. Le littérateur est un artiste qui peut séduire. La 
Science n'a point cette élévation de langage, elle poursuit 
la recherche de l'inconnu sans autre ornement que l'éclat 
du vrai, elle exige une puissance et une persévérance dont 
le littérateur n'a pas besoin. Ce qui fait la plus grande po- 
pularité et la faveur des lettres, ajoute l'auteur, c'est pré- 
cisément notre frivolité et notre ignorance. » — Nous prie- 
rons M. Maury de nous permettre de nous arrêter ici; nous 
tenons à honneur de partager son opinion, et si nous al- 
lions plus loin, nous ne le suivrions peut-être pas aussi 
fidèlement. Nous avons un goût secret pour les lettres, et 
les goûts ne se discutent pas. Accordons que, dans les 
Sciences, il y ait une intervention plus élevée de l'esprit 
humain; mais ne dépouillons pas pour cela la littérature 
de toutes les qualités qui lui appartiennent. 

L'histoire de l'ancienne Académie des Sciences est déve- 
loppée avec ampleur et concision à la fois, depuis la pre- 
mière moitié du xviii* siècle, où cette compagnie n'avait 
encore rien d'officiel et n'était qu'une petite société de sa- 
vants et d'amateurs, jusqu'aux tristes journées de sa disso- 
lution en 1792, à la fondation de l'Institut en 1795, et au 
rétablissement des anciennes Académies comme divisions 
de l'Institut en 1816. Parmi les revers qu'essuya tant de 
fois la marche progressive de la- Science, le plus triste fut 
sans contredit celui de 1793, où Condorcet, Bailly, Lavoisier 
et tant d'autres montèrent à l'échafaud ou prirent le chemin 
de l'exil, année où disparut la dernière et la plus utile de 
ces institutions, où la Science fut considérée comme une 
aristocratie, où elle fut proscrite comme l'ennemie du pa- 
triotisme et de la république. 

L'Astronomie, la Physique, la Chimie, la Médecine, toute 
l'encyclopédie des Sciences marche de front dans le livre de 



y Google 



a64 BIBLIOGRAPHIB 

M. Maury, et l'histoire découvre pas à pas les acquisitions 
successives faites par la Science dans son vaste domaine. Les 
hommes et les choses passent devant les yeux du leeteur, 
en laissant à chaque fait sa valeur relative. La lecture de cette 
savante récapitulation nous laisse avec la connaissance des 
grands événements scientifiques qui ont précédé notre temps; 
ajoutons que Vhistoire des Sciences étant la Science même, 
le lecteur y puisera largement celle-ci , et plus facilement 
peut-être que dans la plupart des traités didactiques dont 
la prétention est souvent illusoire. 



VI. 

BERTRAND. — Les fondateurs de l'Astronomie, 

« La parole, disait le duc diplomate falleyrand, a été don- 
née à Thorame pour déguiser sa pensée.» L'ancienne défini- 
tion disait qu'elle a été donnée pour exprimer sa pensée. 
Quoi qu'il en soit, ce qui est incontestable, c'est qu'avant la 
fondation de la Science positive, on a singulièrement abusé 
de cette parole, non- seulement au point de vue de l'inu- 
tilité d'une si grande quantité de discours et d'écrits pro- 
lixes qui se .sont succédé depuis le Ramayana jusqu'à ncs 
jours, mais encore sous le rapport de l'importance que l'on 
a attachée à la valeur des mots en eux-mêmes, sans s'aper- 
cevoir que les mots ne doivent jamais être considérés que 
comme des formes de la pensée, des expressions égales ou 
inférieures à cette pensée, jamais supérieures aux idées ni 
aux faits. Ainsi nous voyons que, dans l'antiquité et pendant 
le long règne de la scolastique, on s'est payé de mots bien 

(*) Un Toittma in-ii. Paris, oheilIeU*!. 



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ASTRONOMIQUB. ^ 265 

plus que de réalités, et si Ton envisage l'histoire de l'Astro- 
nomie en particulier, on remarque avec un certain étonne- 
ment qu'au lieu de s'appliquer à la connaissance exacte des 
mouvements célestes, on s'est pendant longtemps contenté 
d'accorder l'observation vulgaire avec les grands mots écrits 
en lettres d'or sur les tablettes de l'école. 

On croyait, par exemple, de par l'autorité des philosophes 
de l'ancienne Grèce, que le cercle était la jBgure parfaite 
par excellence, et que les corps célestes, doués eux-mêmes 
d'un caractère divin, ne pouvaient être emportés dans l'es* 
pace que par un mouvement circulaire uniforme. C'était là 
un principe évident comme un axiome, que l'on ne songeait 
même pas à contredire ou à démontrer, tant la conviction 
était inébranlable. Or, comme en réalité les corps célestes 
ne décrivent pas de circonférences parfaites, et que, soit 
qu'on prenne le Soleil ou la Terre pour centre, leur cours 
s'écarte très-sensiblement de cette figure, les anciens astro- 
nomes, comme le remarque judicieusement M. Bertrand, 
« s'attachant bien plus à accorder les mots qu'à rester con- 
séquents à leur faux principe, disaient que chaque planète 
est mobile sur un cercle ; mais ils admettaient aussitôt que 
le centre de ce cercle, nommé épicjrcle^ est entraîné à son 
tour uniformément sur la circonférence d'un autre cercle, 
appelé le déférent, en emportant la planète qui le parcourt. 
Celle-ci se trouve ainsi soumise à deux mouvements qui 
l'attirent mutuellement par leur composition ; elle ne peut, 
quoi qu'on fasse, décrire qu'une seule courbe, qui n'est pas 
un cercle, mais qui est produite par la combinaison de 
deux mouvements circulaires, et, par cette finesse de dis- 
cours, ils prétendaient tout concilier. » 

Pour rien au monde on n'aurait efiacé des manuscrits pé- 
ripatéticiens ces mots, dont l'importance avait grandi en 
traversant les âges, comme les objets lointains qui revêtent 
des formes colossales lorsque la brume des distances les 

m. la 



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266 filBLIOGRAPHIfi 

sépare de l'observateur. 11 était écrit que ces mouvements 
étaient parfaits et circulaires; il fallait qu'ils le fussent. 
Copernic ne put s'affranchir de cette idée; Tycho-Brafaé lui 
sacriâa; Kepler lui-même ne put transformer les orbites 
circulaires en ellipses qu'après trente ans de tâtonnements 
et de recherches infructueuses. Et cependant à quelles 
complications n'en était-on pas arrivé dans cette obstination 
à garder inviolables les paroles du maître ? 

Dès Eudoxe et Aristote, on était arrivé par la succession 
des suppositions au nombre déjà respectable de trente-six 
sphères emboîtées pour ne pas retrancher le mot cercle de 
l'arrangement des corps célestes. Au xiii* siècle, au temps 
d'Alphonse X, on en comptait déjà soixante-six. Au com- 
mencement du siècle de Copernic» les observations ayant 
sans cesse suscité de nouveaux embarras, Fracastor fut 
obligé d'admettre un emboîtement général de soixante-dix- 
neuf sphères douées chacune d'un mouvement propre (*). 

Une telle nécessité, si diamétralement opposée au carac- 
tère de la nature, aurait dû mettre en garde les esprits 
contre la valeur de cette prétendue perfection ; la compli- 
cation toujours croissante du mécanisme devait montrer 
que ce mécanisme n'était autre chose que l'œuvre de la 
fabrication humaine, car tandis que nous employons si 
souvent des moyens très-compliqués pour arriver à de mé- 
diocres résultats, la nature, au contraire, opère les «livres 
les plus accomplies par les voies les plus directes et les modes 
les plus simples. 

Néanmoins, si l'on remarque que la force d'inertie existe 
non -seulement dans le monde des corps, mais aussi dans 
le monde des esprits, on saura qu'il fallut à Copernic une 
grande indépendance d'esprit pour faire main basse sur ce 
système de cristal, consacré par une vénération séculaire, et 
qui était devenu la charpente de la Métaphysique elle-même. 

(* ) yoy^* aatrs oarrage Copernic et le Système eu Monde 



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ASTRONOMIQUE. 267 

Peut-être Copernic aurait-il eu le sort de Pythagore, de 
Philolaûs, d'Heraclite de Pont, et de tous les anciens parti- 
sans de la théorie du mouvement de la Terre, si Galilée 
n'était venu, le siècle suivant, ouvrir l'ère si féconde et si 
brillante de la Mécanique, et celle non moins éclatante de 
la méthode expérimentale. Sans les Mathématiques et sans 
l'Optique, il est probable que nous en serions encore aujour- 
d'hui au système de Ptolémée. 

Aussi est-ce une étude à la fois pleine d'intérêt et d'util 
lité que celle de l'établissement du véritable système du 
monde. Les figures imposantes de Copernic, de Tycho, de 
Kepler, de Galilée, de Newton dominent de leur, taille 
gigantesque cette révolution qui est le triomphe du fait sur 
le mot. 

M. Bertrand a su, dans son Ouvrage, initier le lecteur au 
travail d'élaboration qui a produit un résultat si considérable. 
En lisant cet historique succinct et clair de la fondation de 
l'Astronomie moderne, on apprend en même temps à con- 
naître les méthodes progressives que l'esprit humain a 
employées pour trouver le secret de l'organisation et de l'en- 
tretien de l'univers. 

vn. 

F. PETIT, directeur de l'Observatoire do Toulouse (*). 
— Traité d'Astronomie pour les gens du monde. 

Ceux qui se sentent le goût d'étudier les choses du ciel 
ne sauraient aujourd'hui se plaindre du manque de ciee^ 
roni : les guides au pays céleste se succèdent rapidement 
depuis plusieurs années; on croirait qu'après un long oubli 
des voyages astronomiques, un nouveau souffle a ranimé 

(* a roi. ia-zatTAo Hfurea. Péris, Gautbter-Villar». 



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•68 BIBLIOGRAPHIE 

tous les esprits et déployé toutes les ailes. Les chemins sont 
ouverts, les routes tracées, mille modes de locomotion nous 
attendent, et tandis qu'il y a dix anj nous étions privés de 
tout secours, nous voici maintenant fort embarrassés par 
le choix. Quel est le meilleur guide céleste ? C'est là le grand 
point d'interrogation qu'on nous présente sous toutes les 
formes et sur tous les tons. 

Voltaire disait que l'on ne peut écrire de bons livres avant 
l'âge de trente ans, et que toute œuvre humaine doit être 
lentement élaborée par l'expérience personnelle de l'auteur. 
Nous sommes à peu prés de l'avis du poète de la Henriadey 
et particulièrement à propos des livres d'Astronomie élé- 
mentaire; nous avouons en avoir ouvert quelques-uns qui 
dénotent clairement l'inexpérience de celui qui les a com- 
mise Il n'en est pas ainsi de l'Ouvrage posthume de Frédéric 
Petit, astronome dont la valeur scientifique est connue de 
nos lecteurs depuis plus de trente ans. 

On parle beaucoup des livres de vulgarisation, sans s'a- 
percevoir que de prétendues œuvres de vulgarisation ne 
sont souvent autre chose qu'un badinage effleurant à peine 
les siigets qu'elles déclarent vulgariser. Pour vulgariser, ou 
mieuT populariser la Science, il faut être du métier. Et, 
malgré tout, celui qui veut étudier ne peut se passer du 
ti*avail élémentaire qui le rend apte à comprendra la me- 
sure d'un angle ou la mise en équation d'un problème. 
Sans une connaissance élémentaire des Mathématiques, 
nous défions l'amateur le plus intelligent de se former 
une juste idée des méthodes astronomiques. 11 ne saura ni 
comment on peut mesurer la distance d'un astre, ni com- 
ment on peut calculer l'orbite d'une comète, ni comment 
on peut prédire une éclipse; les vérités les plus belles res- 
teront lettres closes pour lui, et lorsqu'il aura lu et relu 
la plus brillante vulgarisation, c'est à peine s'il aura saisi 
quelques données d'Astronomie physique. 



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ASTRONOMIQUE. 569 

Il faut donc ou supposer le lecteur muni des connais- 
sances élémentaires de la Géométrie, de TAIgèbre et de l'Op- 
tique, ou consacrer quelques leçons à les lui donner, ou se 
résoudre à faire,' non un traité d'Astronomie, mais simple- 
ment une œuvre littéraire destinée à donner le £foût d'étu- 
dier cette Science. Arago avait compris cette nécessité, et 
son Traité d* astronomie populaire (qui n'est pas un livre de 
vulgarisation) commence parles Mathématiques. En écrivant 
le Traité d* Astronomie que nous présentons aujourd'hui, 
Tancien directeur de l'Observatoire de Toulouse a sensible- 
ment suivi la même voie que son ami, mais en abrégeant, 
en élaguant les développements qui n'intéresseraient que 
les astronomes, et en reléguant dans les notes les calculs 
astronomiques qui répondent aux exigences des programmes 
officiels pour le baccalauréat, les écoles spéciales et la 
licenee es sciences mathématiques. Rare caractère des Ou- 
vrages de science, celui-ci s'adresse à la fois aux amateurs 
(à condition qu'ils travaillent un peu) et aux étudiants 
qui doivent s'exercer à vaincre les difficultés mathématiques. 
Cet Ouvrage, au niveau actuel des découvertes astrono- 
miques, remplira tout à fait sa destination. L'auteur expose 
lui-même la cause déterminante de sa publication. « En me 
décidant à publier, après tant de bons traités d'Astronomie, 
dit-il modestement, les leçons que j'ai professées pendant 
vingt- sept ans pour les gens du monde à l'Observatoire de 
Toulouse, je ne puis avoir d'autre prétention que celle de 
répondre aux demandes bienveillantes qui me sont journel- 
lement adressées. Je n'entreprendrai donc point de faire 
ici l'apologie de mon œuvre; et je me borne à dire qu'elle 
est le résultat d'une longue expérience qui m'a paru la 
justifier en établissant, entre les auditeurs et le directeur 
de l'Observatoire, ces émanations sympathiques auxquelles 
d'ordinaire le professeur doit presque tout le mérite qu'il 
peut avoir. » 



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2-0 BIBLIOGRAPHIE 

Cette dernière remarque offre un caractère d'application 
générale, que nous signalerons en passant aux professeurs 
appelés à faire des cours publics d'Astronomie. Nous en 
avons nous- même éprouvé la vérité. La première et la plus 
importante condition de succès d'un cours est la sympathie 
de l'auditoire, et le premier devoir du professeur est de 
chercher à l'acquérir. Avec elle les connaissances scientifi- 
ques descendent du haut de la chaire dans l'âme toujours 
préparée des auditeurs aux rangs pressés, et toute semence 
porte son fruit. Sans elle, les faits les plus grandioses et les 
plus éloquents perdent leur charme, le cours devient stérile 
et les rangs s'éclaircissent. Un bon moyen de captiver sans 
cesse par le charme de la nouveauté, c'est d'improviser son 
coUrs chaque année, en se servant de notes prises pour un 
auditoire choisi, et en s'enrichissant chaque année de faits 
nouveaux à raconter. Aussi longtemps qu'il dure, il im- 
porte que le cours ne soit pas publié. 

Les vingt-quatre leçons du cours de F. Petit sont une véri- 
table mine; elles renferment sommairement toutes les 
richesses de l'Astronomie et de son histoire. L'Astronomie 
ancienne, le calendrier, la Physique du globe, la Géodésie, 
la Mécanique, l'Optique, y côtoient, suivant leurs rapports 
réciproques, le courant de l'Astronomie proprement dite. 
Parmi les Chapitres consacrés à l'Astronomie mathématique, 
nous remarquons celui de la gravitation universelle. Les 
lois de Kepler, et leurs rapports au principe newtonien y 
sont lucidement exposés. Et à travers le tissu mathématique 
nous apercevons au fond la conviction spiritualiste de l'as- 
tronome, croyant énergiquement que la force régit la ma- 
tière, loin de lui être soumise, comme le pérore avec 
emphase l'École matérialiste. Quoique l'on puisse être à la 
fois bon mathématicien et matérialiste renforcé, nous 
aimons à l'occasion signaler le contraire, et montrer-qu'il y 
a d'excellents astronomes qui préfèrent le Dieu-esprit au 
Dieu-matière. 



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A STnONOM iQun. 27 1 



Vffl. 

EDMOND DUBOIS. — Cours d'Astronomie, ouvrage des- 
tiné aux officiers de marine , aux élèves de TÉcole Poly- 
technique, etc. (*). 

M. E. Dubois recevait naguère de tQute la presse scien- 
tifique de légitimes félicitations pour une œuvre généreuse : 
la traduction du Theoria Motus, de Gauss, œuvre désinté- 
ressée, consacrée tout entière aux progrès de la Science; car 
ces travaux n'ambitionnent point l'éclat des succès litté- 
raires du jour, mais bien le droit d'être utiles aux labo- 
rieux pionniers du savoir. Aujourd'hui, nous présentons, du 
même auteur, un Ouvrage sinon plus important, du moins 
plus général, et qui rendra de grands services aux pra- 
ticiens. 

Il y a longtemps, en effet, que l'on attendait un véritable 
traité scientifique d'Astronomie, qui ne se bornât point aux 
généralités élémentaires, mais qui pût être choisi par le 
mathématicien pour son 'vade-mecum dans ses recherches 
astronomiques. 11 y avait là une impérieuse raison d'être, 
réclamant l'existence d'un livre spécial, à l'usage de ceux 
qui se consacrent à l'étude de l'Astronomie. L'auteur a 
compris la nécessité de ce livre; la méthode par laquelle il 
a réalisé son programme lui fait le plus grand honneur. 
« Aujourd'hui, dit-il, que, grâce à des revues scientifiques 
avidement lues, à des ouvrages vulgarisateurs habilement 
conçus, les connaissances scientifiques tendent à se répandre 
de plus en plus, ceux qui ont été initiés à un certain nombre 

( * } Up Tort volume in-8. Paris, Artbus Bertrand. 



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273 BIBLI06BAPHIB 

de vérités mathématiques, et à celles de la Mécanique ra- 
tionnelle, peuvent désirer entrer plus avant que les autres 
dans le domaine des sciences naturelles. Si Ton excepte les 
cours de certaines Facultés et ceux du Collège de France, 
l'Astronomie n'est gnère enseignée en France qu'au point 
de vue descriptif et nullement au point de vue mathéma- 
tique. Les personnes qui veulent étudier l'Astronomie à ce 
dernier point de vue ne peuvent en général' le faire qu'en 
abordant les grands traités spéciaux qui, comme celui de 
Delambre, dépassent habituellement par leur étendue le but 
que se propose le lecteur. C'est pour combler cette espèce 
de lacune que j'ai rédigé ce Cours d* Astronomie, que l'on 
peut aussi considérer comme une introduction à l'étude des 
questions astronomiques, traitées complètement dans la 
Théorie des mouvements des corps célestes de Gauss, et les 
Annales de V Observatoire de Paris, n 

On aura une idée sommaire de ce Livre consciencieux, si 
l'on embrasse ainsi la marche suivie par l'auteur : une des- 
cription de l'univers astronomique forme l'entrée en ma- 
tière; la disposition et les mouvement^ des corps célestes y 
sont présentés dégagés de tout phénomène apparent. C'est 
là, à notre avis, la meilleure manière d'ouvrir un cours 
d'Astronomie; il est inutile et dangereux d'insister tout 
d'abord sur les apparences, pour les révoquer ensuite, et l'on 
doit désirer que cette méthode soit de moins en moins suivie. 

Des notions sur les principaux instruments d'Astronomie 
ouvrent la partie pratique ; viennent ensuite les calculs d'é- 
clipses de Lune et de Soleil ; la méthode de Bessel pour les 
occultations d'étoiles par la Lune; le calcul des passages 
de Vénus; les formules de précision, de nutation, d'aber- 
ration. L'Ouvrage se termine par un aperçu de la marche du 
calcul des perturbations et par l'exposé de la méthode em- 
ployée par M. Le Verrier pour découvrir Neptune. 

Ce dernier exposé, que l'auteur développe largement, est, 



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ASTRONOMIQUE. 27$ 

sans contredit, Tan des Chapitres les plus intéressants du 
Livre : on y assiste, pour ainsi dire, pas à pas, à la marche 
suivie dans cette recherche. Nous rappellerons ce fait, en 
mettant ici en regard les deux systèmes d'éléments de 
Neptune, le premier déduit des calculs de M. Le Verrier 
avant la découverte, le second déduit des observations de 
Tasire depuis sa découverte. 

Élémenlfl de M. Le Verrier. Éléments réels. 

a = 36, i54 a = 3o, 08697 

T^ 2i7«n«,387 T= i64«»«,78 

tf=:o,oi076t <? =0,0087194 

TT = 284045' W = 47O l4' 

A* = ïiTô f*- = îTîTî environ 

La comparaison de ces deux systèmes d'éléments montre 
quelle différence les sépare. Dans le premier, la révolution 
de Neptune est de 317 ans : en réalité, elle n'est que de 164 ; 
dans le premier, la longitude du périhélie est de 384 degrés ; 
dans le second, de 47 degrés. Or le problème attaqué par 
M. Le Verrier étant de ceux qui donnent lieu à plusieurs 
solutions, la divergence n'atténue en rien la valeur de la 
solution adoptée. Si, au lieu de supposer la planète incon- 
nue à la distance 36, que la loi de Bode (de titius) lui as- 
signait, le calculateur en eût adopté arbitrairement une 
autre, l'orbite eût été toute différente de celle trouvée. Il y 
avait ainsi un grand nombre de planètes théoriques répon- 
dant à l'appel du problème; mais, ce qu'il importe fort de 
remarquer^ toutes ces planètes avaient une situation à peu 
près semblable suivant les mêmes longitudes héliocentriques. 
Voilà pourquoi M. Galle a pu apercevoir la planète cherchée, 
non loin de la position assignée par la théorie. 

Nous présentons le livre de M. Ihxbois aux élèves de 
l'École Polytechnique, de l'École Normale, de l'École Cen- 

12. 



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a 74 niDUOCRAPHIE 

traie, aux licenciés i^s lettres et aax jeunes astronomes, 
persuadé que nul d'entre eux ne trouvera cette prétention 
illégitime, et que beaucoup attendaient le traité d'Astro- 
nomie mathématique qui nous manquait. 



IX. 

A. GUILLEMIN. - Le Ciel (*). 

C'est une oeuvre plus ardue et pins difficile qu'on ne 
pense de rendre populaires les hauts enseignements de la 
Science, et d'interpréter au public, souvent frivole, les ré- 
vélations qui ne sauraient franchir d'elles-mêmes le sanc- 
tuaire des initiés. Le grand écneil du vulgarisateur est de 
devenir 'vulgaire, sous l'intention d'être populaire, et cet 
écueil, où plus d'un a perdu son autorité, a tenu bon 
nombre de lecteurs en garde contre ceux qui acceptent ce 
rôle. Un bon interprète doit connaître à la fois le caractère 
générique des deux langues; un vulgarisateur doit être à 
la fois littérateur, éloquent et familier pour ceux qui l'écou- 
tent, savant et docile pour les maîtres de l'enseignement. 
Ceux qui réunissent ces facultés ont droit à l'estime et à la 
reconnaissance des amis du progrès : la mission qu'ils se 
sont imposée est digne de tontes nos sympathies. 

Nous avons lu, de la première à la dernière page, le 
grand livre de M. Guillemin, et les belles illustrations ne 
nous ont pas distrait de cette utile lecture. Le dernier mot 
de la Science astronomique est donné dans ces pages, pour 
lesquelles le consciencieux auteur a invoqué le concours 
des plus grands astronomes et des plus habiles observateurs 
du siècle. La question de la constitution physique du Soleil 

( *) Un fort TOlnme Rraml ln-8. Paris, Hachette. 



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ASTRONOMIQUE. 275 

y est traitée an niveau des connaissances actuelles, fondées 
sur les découTertes les plus récentes, aussi bien que celle 
des étoiles filantes, des doubles et des nébuleuses. Les in- 
vestigations nouvelles y sont présentées avec fidélité; les 
recherches de l'analyse spectrale, les dernières observations 
des taches solaires, des planètes, des comètes, tout l'ar- 
senal de r Astronomie y est déployé; après la lecture de ce 
livre, on en sait autant que si l'on avait suivi les progrès 
de la science depuis un grand nombre d'années. 

Pour mieux faire connaître cet Ouvrage dans son plan et 
dans ses détails, nous ajouterons qu'il est divisé en trois 
parties principales. La première est destinée au monde so- 
laire; son Livre premier se rapporte au Soleil, et, comme 
nous l'avons fait remarquer, le dernier mot de l'observa- 
tion y est donné; des dessins authentiques, exécutés avec 
soin, reproduisent les phénomènes dont le texte ne saurait 
donner une idée aussi précise, et les progrès des investi- 
gations télescopiques peuvent y être suivis pas à pas. Le 
second Livre est consacré à l'étude des planètes; les difiTé- 
rents mondes de notre système y sont passés en revue, 
planètes et satellites, lumière zodiacale, bolides, etc. De 
belles gravures diversifient agréablement les descriptions 
par la représentation de l'aspect physique de la Lune, des 
planètes, etc. Le troisième Livre appartient aux comètes, et 
se termine par un coup d'oeil d'ensemble sur le monde 
solaire. 

La dernière partie est consacrée à l'étude du monde si- 
déral; trois chapitres se la divisent : le premier sur les 
étoiles^ le second sur les nébuleuses, le troisième sur la 
structure de Vunivers nnsible. Dans le premier, les groupes 
constitutifs de constellations y sont représentés avec les 
méthodes usitées pour faciliter la connaissance du ciel étoile; 
les étoiles doubles, multiples, colorées, variables, tempo- 
raires, ont reçu une description qui ne laisse rien à désirer. 



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276 BIBLIOGRAPHIE 

Dans le second, ]es amas stellaires, les nébuleuses de di- 
verses formes y sont dessinés et décrits : nous avons remar- 
qué surtout les belles nébuleuses en spirale révélées par le 
télescope de lord Ross, oomme nous avions remarqué dans 
les planètes la fidèle reproduction des dessins de M. Warren 
de la Rue sur Jupiter et Saturne. 

Les lois de V Astronomie ^ la description des méthodes et 
-des instruments, terminent le volume. La gravitation uni- 
verselle, son action sur les éléments du système, depuis 
les perturbations planétaires jusqu'aux marées du globe, 
l'origine du système selon la théorie de Laplace, enfin la 
mesure des distances célestes et la description des instru- 
ments principaux de tout observatoire complètent logique- 
ment et utilement ce livre, destiné à l'enseignement popu- • 
laire de la Science, si vaste qui embrasse l'étendue entière 
de la création visible. 

Nous avons sans réserve fait l'éloge légitimement mérité 
de ce Livre. Cependant, en terminant, nous ne pouvons 
nous empocher d'avouer que nous aurions aimé trouver de 
plus sous ces pages un esprit philosophique les animant 
d'un souffle spiritualiste. Pourquoi interdire à nos amis le 
bonheur de sentir la beauté de l'univers, d'admirer les lois 
intellectuelles qui le régissent, de deviner la présence sur les 
autres mondes d'une vie et d'une humanité correspondant 
à la nôtre? L'époque est venue où l'Astronomie a sa place 
marquée dans la Philosophie ; l'heure a sonné où ces deux 
Sciences doivent se donner la main ; de leur union féconde 
résultera le progrès de la pensée humaine dans l'avenir. 

A part cette réserve toute personnelle, félicitons l'auteur 
et l'éditeur de cette magnifique et coûteuse publication, 
qui, sans contredit, sera suivie par d'autres sur les princi- 
pales connaissances humaines et les merveilles de la nature. 



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ASTRONOMIQUE. 277 



DIEN. — Atlas céleste, contenant plus de looooo étoiles 
et nébuleuses, d'après les catalogues les plus exacts des 
astronomes français et étrangers (avec une Introduction, 
par M. Babimet) (*). 

M. Dien est un de ces travailleurs opiniâtres, de ces 
humbles pionniers de la Science, dont la vie se donne en 
sacrifice à la cause qu'ils embrassent avec une rare généro- 
sité. C'est un amoureux du ciel, non plus à la façon des 
poètes ou des irèveurs, qui se laissent doucement bercer 
dans la contemplation des beautés célestes, mais à la façon 
des géomètres auxquels Platon accorde le droit d'entrer 
dans le temple, des géomètres qui n'envisagent dans l'uni- 
vers que ses aspects les plus sévères. Ce n'est pas seulement 
un droit, c'est encore un devoir et une justice à rendre, que 
de révéler à ceux qui l'ignorent ou qui l'oublient la va- 
leur cachée de ces grands travailleurs. A défaut de preuves, 
la vie de l'auteur de V Atlas céleste nous donnerait le droit 
de parler comme il précède k son égard; mais il nous 
présente aujourd'hui une preuve plus que suffisante pour 
mettre au jour la grandeur de sa persévérance. 

Ceci est en effet l'ouvrage de trente années. Nous avons Ik 
une trentaine de cartes célestes c^ culées, dessinées et gra- 
vées par l'auteur lui-même. Elles sont délivrées des figures 
mythologiques, qui n'ont rien à faire et ne servent qu'à 
embarrasser la vue dans les champs du ciel. Ce ne sont pas 
seulement des cartes écliptiques; au lieu de ne s'étendre 

(') iD'-folio. Parts, Ganthler-Villan. 



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278 BIBUOGBAraiE ' 

qu'à une zone restreinte, voisine de l*équateur ou de réclip- 
tique, elles s'étendent à toute la surface du ciel, aux deux 
hémisphères. Cet Atlas, le seul qui soit publié en France, 
contient plus de looooo étoiles et nébuleuses, dont 5oooo 
ont été observées, à Paris, par François de Lalande; la 
confection totale a demandé en outre le concours des ca- 
talogues des deux Herschel, de Piazzi, Harding, Struve, 
Bessel , Groombridge et Argelander pour les constellations 
boréales, et de plus, des catalogues de Lacaille et Brisbane, 
pour les constellations australes. 

La projection des cartes est le développement d'une 
sphère de 65 centimètres de diamètre; ce qui donne au 
format une étendue suffisante, modérée et commode. Par 
la division des cartes, la surface présente un réseau de de- 
grés suffisamment étendu pour recevoir sans confusion toutes 
les étoiles jusqu'à la neuvième grandeur inclusivement, ainsi 
que les étoiles doubles, les étoiles multiples et les nébu- 
leuses. L'indication des grandeurs par des traits est une 
heureuse modification. Tout est marqué dans cet atlas : 
étoiles doubles, multiples; étoiles variables; étoiles pério- 
diques régulières ou irrégulières, par des signes conven- 
tionnels d'une grande clarté. Les étoiles sont réduites au 
i*"" janvier 1860, et déterminées avec soin sur les cuivres 
originaux. Afin de ne laisser aucune chance à l'erreur, 
M. Dien a préalablement dressé des cartes manuscrites 
et individuelles pour chaque catalogue; ce travail, qui a 
dû être fort long, lui a permis de reconnaitre immédiate- 
ment toutes les étoiles de ses cartes, et d'éviter les doubles 
emplois et les inexactitudes qui résulteraient autrement de 
la réduction des catalogues, ou même de la gravure. A la 
suite des vingt-quatre cartes principales, destinées à donner 
l'exposition générale des constellations, l'auteur a placé la 
grande carte du pôle austral, sur laquelle il détermine di- 
rectement la position de toutes les étoiles du catalogue de 



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ASTRONOMIQVR. 279 

Rrisbane. Au commencement de l'Atlas, il y a de même 
une excellente liste de toutes les étoiles périodiques. 

On voit que cet Allas peut non seulement servir aux 
chercheurs de petites planètes, mais encore aux chercheurs 
de comètes, les nébuleuses y étant marquées avec un soin 
extrême. II n'est peut-être pas hors de propos de dire ici 
que M. Dien a dû spécialement songer aux chercheurs de 
comètes, car il en fut un dans son temps; et pendant plu- 
sieurs années il se mit à la piste des astres chevelus par 
une petite lunette que Ton peut voir, inoccupée, dans la 
petite coupole du nord, située sur la terrasse de l'Obser- 
vatoire, tout au-dessus de la façade. 

Astronomes de profession et astronomes amateurs trou- 
veront donc opportune la publication de Y Atlas céleste. 
D'illustres astronomes ont dirigé l'auteur dans son œuvre. 
Remercions M. Babinet d'avoir voulu illustrer d'une Intro- 
duction de sa main un travail dont il apprécie toute la .va- 
leur. Remercions aussi l'intelligent éditeur, M. Gauthier- 
Yillars, d'avoir entrepris cette utile publication. Pour nous 
servir des propres expressions du savant auteur de l'Intro- 
duction : « Cet éditeur, ancien élève de l'École Polytech- 
nique, débute ainsi sur les traces de la maison Mallet- 
Bacfaelier qui, avec ses deux prédécesseurs, Gourcier et 
Bachelier, a rendu aux Sciences, avec un grand désintéres- 
sement, des services dont le détail serait ici trop long. Le 
catalogue de cette maison offre le tableau du mouvement 
scientifique de la France pendant plus d'un demi-siècle. » 
M. Gauthier -Yillars ne pouvait donner une meilleure 
preuve de ses dispositions. Dans un siècle où le bénéfice 
matériel est tout pour un si grand nombre d'hommes in- 
complets, remercions à la fuis et ceux qui travaillent avec 
désintéressement et ceux qui couronnent ces travailleurs. 



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a8o BIBUOGRAPHIB 



XI. 

Fantaisie d^ un journaliste sur les yeux des anciens 
et V Anneau de Saturne. 

 la dernière page du Tome premier de ces Études^ je 
signalais, à propos des singulières nouvelles scientifiques 
annoncées quelquefois par les journaux, celle qui déclarait 
que « la planète Mars n'est visible que tous les quinze ans ». 
En relevant d'autres péchés véniels de journalistes, analo- 
gues à celui-là, j'en ai remarqué un, qui a été commis avec 
tant de candeur qu'il édifiera certainement nos lecteurs. 

Nous ne citerons pas l'auteur de la Bévue scientiBque du 
journal où cette assertion curieuse a été éditée; mais si ces 
lignes tombent sous ses yeux, nous lui demanderons dans 
quel livre d'Astronomie il a vu qile les anciens connaissaient 
r Anneau de Saturne il y a trois ou quatre mille ans. 

Voici le passage en question : 

■ Ne vous ètes-vous pas demandé plus d'une fois en li- 
sant les Ouvrages des anciens sur l'Astronomie, alors qu'on 
ne connaissait ni l'usage des lentilles de cristal, ni le verre, 
ni conséquemment les télescopes, comment les anciens 
avaient fait pour découvrir que Saturne a un anneau? 

» Ou les yeux de nos ancêtres de * trois ou quatre mille 
ans avaient une puissance de vision de beaucoup supérieure 
aux nôtres, ou l'atmosphère, h cette époque éloignée, avait 
une tragiisparence extraordinaire que nous ne pouvons même 
pas imaginer, ou bien encore les savants de l'antiquité 
étaient en possession d'un secret de vision à grande distance 
qui, depuis longtemps, est perdu. 

» Ce secret n'en sera pas toujours un, car déjà, vers le 



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ASTBONOMIQUB. 28 1 

milieu du siècle dernier, un pilote de Tile Maurice, nommé 
Bottîneau, avait découvert une notable partie des lois physi- 
ques qui régissent la vision à grande distance; mais mal- 
heureusement il mourut au commencement de la révolution 
française sans avoir rien révélé. 

» Tout ce que l'on sait de cet homme extraordinaire, 
c'est qu'il annonçait l'arrivée prochaine des vaisseaux qui 
se trouvaient à cent cinquante ou deux cents lieaes de là, 
et que l'arrivée postérieure de ces vaisseaux indiqués réalisa 
chaque fois sa prévision. 

» Le The Reader (sic) du 12 mai nous apprend que 
M. Thomas Trood croit avoir retrouvé en partie le procédé 
de Bottineau. Cet observateur, après six ou sept années 
d'études analytiques sur cet intéressant sujet, rejette d'abord 
l'explication qui faisait intervenir un effet de mirage, et 
adopte la vision directe de l'objet représenté par un nuage de 
forme semblable ou à peu près. 

» Il conclut ainsi son intéressante communication : 

» Tous les nuages dans le ciel, quelles que soient leur 
forme, leur couleur ou leurs dimensions, de quelque ma- 
nière qu'ils soient placés, ou quel que soit l'état de l'atmo- 
sphère, doivent leur apparence, leur forme et leur configu- 
ration à des lois optiques dont la plus influente est que 
chaque masse de nuages possède toutes les propriétés re- 
quises pour recevoir et reproduire une légère image d'un 
objet, ou d'objets qui lui sont voisins. » 

« Un jour ou l'autre, la Photographie tirera au clair 
l'explication de la vision à grande distance. »* 

Qu'est-ce que l'anneau de Saturne vient faire en cet af- 
faire ? Et d'ailleurs à qui est-il permis d'ignorer l'histoire 
de la découverte de l'anneau de Saturne ? Sur trois ou quatre 
mille ans de ces prétendues observations, il faut d'abord 
effacer un zéro (peu de chose au surplus); encore trois ou 



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a8a niBLiOGRAraiB 

quatre siècles nous reportent-ils à une date bien anté- 
rieure à la découverte de cet anneau. 11 n'y a guère plus de 
deux siècles que la véritable forme de ce mystérieux appen- 
dice est connue, car ce n'est qu'en lêSg que Huygens publia 
le résultat de ses observations de i656. On sait que c'est 
Galilée qui, le premier, s'aperçut que Saturne n'est pas un 
astre comme tous les autres. Il était d'ailleurs fort embarrassé 
d'expliquer ce tricorps, comme il l'appelait. Le i3 novembre 
1610, il écrivait à Giuliano de Médicis : « Lorsque j'observe 
Saturne avec une lunette d'un pouvoir amplificatif de plus de 
trente fois, l'étoile centrale paraît la plus grande, les deux 
autres, situées l'une à l'orient l'autre à l'occident, et sur 
une ligne qui ne coïncide pas avec la direction du zodiaque, 
semblent la toucher. Ce sont comme deux serviteurs qui 
aident le vieux Saturne à faire son chemin et restent tou- 
jours à ses côtés. Avec une lunette de moindre grossisse- 
ment, l'étoile parait allongée et de la forme d'une olive. > 
— Le 3o décembre de la même année, l'astronome florentin 
écrivait encore à Casielli que Saturne était formé de trois 
étoiles immobiles les unes relativement aux autres. Deux 
ans plus tard, en 1612, les anneaux, se présentant par leur 
tranche, deyenaient invisibles, et Galilée, découragé, ne s'oc 
cupa plus de Saturne. 

Les anciens ignoraient complètement l'existence de l'an- 
neau de Saturne, et nul indice ne nous reste, qui puisse 
nous faire supposer la moindre découverte à cet égard. Oo 
se souvient de l'étonnement colossal causé dans le monde 
des astronomes par la découverte de cette figure au xviu® siè- 
cle. Comme le disait Arago dans son Rapport à la Chambre 
sur le Daguerréotype : « L'étrangeté de ce phénomène dé- 
passe tout ce que les imaginations les plus ardentes avaient 
pu rêver: nous voulons parler de cet anneau, ou, si Von 
aime mieux, de ce pont sans piles, de 71 roo lieues de dia- 
mètre, de 13 000 lieues de largeur, qui entoure de tous côtés 



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ASmONOMIOCB. âkB3 

le globe de la planète sans en approcher nulle part à moins 
de 9000 lieues. » Saturne est toujours éloigné de plus de 
3oo millions de Heues d'ici. Où sont les documents qui nous 
indiquent que la vue des anciens ait distingué le mystérieux 
appendice à une pareille distance ? 

Nous paraissons peut-être donner à cette digression plus 
d'importance qu'elle n'en mérite. Mais si Ton songe que 
c'est eu répandant de telles erreurs que l'on se propose 
d'instruire le peuple, on conTÎendra qu'il est utile, lorsque 
l'occasion s'en présente, de relever ces erreurs. 

Cet article avait été publié dans le Cosmos, lorsqiie, quel- 
que temps après, je lus par hasard, dans la Semaine scien- 
tifique du journal Les Nouvelles, la réponse suivante, — qui 
le complète. 

Le Cosmos m'attrape; Je me dérende. 

Mon confrère Flammarion, du Cosmos, m'a appliqué sur 
les ongles un joli coup de férule; c'est bien fait. Pourquoi 
diable m'avisai-je de vouloir « instruire les masses » en 
dédaignant de m'étayer du garde-fou de la routine ? Quelle 
malencontreuse idée j'ai eue de vouloir sortir du cercle 
vicieux de la science convenue! Mal m'en a pris d'avoir 
cherché un sens sous les mots des textes anciens. 3feâ culpâ; 
meâ maximâ culpâ. 

C'est à propos de la planète Saturne et de son anneau. 

Interprétant la fiction mythologique qui représente Sa- 
turne dévorant ses enfants, et même les pierres qu'on leur 
substituait, j'avais vu, dans cette tradition des temps anté/- 
héroïques, une preuve certaine qu'à une époque antérieure 
au bouleversement terrestre (que la Bible nous montre sous 
les formes de pluies de feu et de pierres qui détruisirent et 
engloutirent Sodome, Gomorrhe etC*, et du fameux déluge, 
— bouleversement prévu et prédit par les savants plus an- 



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284 BIBU06RAPBIB 

dent de l'É^pte, et qui amena rédiflcation des pyramides, 
^> boulevenement expliqué par M. d'Etpiard de Colonge 
dans son livre la Chute du eiel)^ j'avais vu, dis-je, une preuve 
que les anciens habitants de la Terre avaient pu observer les 
révolutions qui s'opéraient sur la planète Saturne en voie 
de formation par la chute sur son sol d'une certaine quan- 
tité de petites planètes satellites. De là la fiction de Saturne 
dévorant ses enfants (ses innombrables lunes). 

Or, pour avoir remarqué ces phénomènes lointains et sans 
le concours de télescopes j il fallait bien, ou que l'atmo- 
sphère fût constituée autrement qu'elle l'est aujourd'hui, 
ou que les yeux des hommes d'alors eussent eu une puis- 
sance de vision supérieure à celle que nous avons. 

Qu'y a-t-il là de si invraisemblable ? Et pourquoi toujours 
vouloir juger de ce qui a été par ce qui est actuellement? 
L'aigle, qui plane à une altitude où il nous parait à peine 
de la taille d'un moineau, aperçoit bien un lapereau dans 
l'herbe; la taupe voit bien clair dans ses corridors souter- 
rains; pourquoi les hommes antédiluviens, ceux qui nous 
ont transmis la science sous le couvert de la fiction mytho- 
logique, n'auraient-ils pas été pourvus d'un système de 
vision plus sensible et à plus longue portée que le nôtre? 
N'avons-nous pas encore maintenant des personnes qui 
distinguent des objets à une distance considérable, et 
d'autres qui ne voient pas plus loin que le bout de leur nez, 
physiquement et intellectuellement ? 

J'ai plus d'une fois, ailleurs, rendu justice au mérite et 
au profond savoir de mon confrère Flammarion, touchant 
ses livres ; en tant que science exacte^ je ue me permettrai 
jamais d'être d'un autre avis que le sien ; en science spécu- 
lative, c'est différent. (J. Dbhizet.) 

M. Denizet est fort aimable dans son compliment; mais 
cela n'empêche pas qu'il ait eu tort de croire et de vouloir 



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ASTRONOMIQUR. 285 

faire croire à ses lecteurs que les anciens connaissaient 
l'anneau de Saturne, ce phénomène étant Tune des dé- 
couvertes les plus merveilleuses de rAstronomie moderne. 



XII. 

TREMESCHINI. — Appareils d'Astronomie populaire (*). 

Géosélénographe. — M. Tremeschini, ancien élève denotre 
cours d'Astronomie populaire, de TAssociation polytechni- 
que, et aujourd'hui astronome amateur fort distingué, a eu 



Fig. 3a. 




l'heureuse inspiration de reproduire par des appareils aussi 
simples que possible les principaux mouvements célestes. 
Dans son géosélénographe {fig. 32) les commençants peu- 

( * ) FaakonrK Sàlnt-Mirtln, paitaf e Feuillet, iS. 



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a86 BIBUOGaAPRIB 

vent, comme ton nom Tindique, se représenter les mouve- 
ments respectifs de la Terre et de la Lune autour du Soleil. 
Une bougie marque la place du Soleil au centre de l'orbite 
terrestre. La Terre fixée à Textrémité d'une ligne rigide 
est inclinée de 33 degrés sur le plan de son orbite, de ma- 
nière à garder le parallélisme de son axe, et montre à la 
fois par son mouvement : i<> ses années, 2^ ses saisons, 
30 ses jours. Un petit globe, fixé au système de la Terre, 
représente la Lune située tantôt au-dessus, tantôt au-des- 
sous du plan de l'équateur^ et, circulant autour de la 
Terre, reproduit facilement les phases, ainsi que les éclipses 
diverses de Soleil et de Lune. Les mois sont gravés sur le 
pied de l'appareil. 

C'est là, comme on voit, un petit appareil de salon fort 
ingénieux et fort simple. Lorsqu'il fut construit, il y a quel- 
ques années, nous nous sommes empressé, comme profes- 
seur de l'Association polytechnique d'une part, et d'autre 
part comme Président du cercle parisien de la Ligu« de 
l'enseignement, de le recommander pour être utilement 
employé aux leçons d'Astronomie populaire. 

Horloge stbllaire, donnant l'heure exacte à tout moment 
de la nuit. — Un soir, à l'École Turgot, dans une leçon sur 
le mouvement diurne, nous avions exposé comment, par 
l'aspect des étoiles relativement à la polaire, on peut trou- 
ver l'heure pendant la nuit. Un auditeur, M. Tremeschini, 
rêva toute la nuit à cette idée, qu'il voulut réaliser par un 
appareil portatif, et le lendemain matin il se mettait à cher- 
cher, par une combinaison de rayons visuels et de verticales, 
à construire cet appareil. Il consiste {,fig» 33) : i<* en un ca- 
dran sur lequel sont tracées les douze heures du jour et les 
douze heures de la nuit; a® en une tige qui lui est fixée per- 
pendiculairement, en un point de la circonférence ; 3^ en 
une seconde tige, toudée au point d'attache de la première. 



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ASTRONOMIQUE. ^87 

sur la circonférence du cadran, et à angle droit avec la 
première (par conséquent, dans le plan du cadran). 

Pour se servir de l'appareil, on le règle d'abord suivant 
le jour où Ton observe, d'après une table qui lui est jointe. 
Ensuite on dirige la grande tige vers l'étoile polaire en ap- 




prochant de Tœil droit son extrémité, terminée par une 
rondelle. On tourne l'appareil jusqu'à ce que l'extrémité 
de la petite tige d'équerre vienne se placer devant l'étoile 
Bèta de la Petite Ourse et l'éclipser. On presse sur un ressort 
ménagé derrière le cadran; une aiguille mobile se place 
verticalement par son propre poids et marque l'heure. C'est 



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a88 BIBLIOGRAPHIB ASTBONOMIQUE. 

l'heure, à deux ou trois minutes près, en temps moyen oa 
civil dans quelque degré de latitude ou de longitude que 
ce soit. M. Tremeschini se livre aujourd'hui à la con- 
struction de nouveaux appareils, sur lesquels nous aurons 
sans doute lieu de revenir dans nos prochains volumes. 
Nous avons cru utile de terminer par ces ingénieux appa- 
reils cette revue des divers travaux ayant pour but rensei- 
gnement de rAstronomie. 



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SUPPLÉMENT. 



Remarque sur les Tableaux de la page 52 de ce 
Volume, et sur le temps que les planètes met* 
traient à tomber dans le Soleil. 

L'impression de ce Volume a été commencée au mois 
de mai 1870, arrêtée au mois de septembre par le 
siège de Paris, et n*a pu être terminée qu'au mois de 
juin 1872. Dans cet intervalle, j'ai été porté à m'oc- 
cuper de nouveau du problème de Tattraction solaire 
et des révolutions planétaires, et à examiner spéciale- 
ment le temps que les planètes mettraient à tomber 
dans le Soleil si elles étaient arrêtées sur leurs orbites. 
Ce travail m'a conduit à corriger le second tableau de 
la page 5a de ce Volume, dans le coefficient, à partir 
de la troisième décimale, et à trouver la cause de ce 
coefficient, en apparence mystérieux. Voici donc un 
article spécial complémentaire, que je crois utile de 
présenter ici aux lecteurs assidus de ce petit Recueil 
d'Astronomie pratique. 

La force qui retient les planètes sur leurs orbites 
est la résultante de l'attraction solaire d'une part, et 
d'autre part, de la force centrifuge créée par la trans- 
III. i3 



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290 

lation, et Téquilibre est dû à ce que ces deux iorcos 
contraires ont consiamment la même valeur. Ainsi, à 
la distance à laquelle la Terre se trouve du Soleil^ sa 
pesanteur vers l'astre central 

et la force centrifuge créée par son mouvememenl 



-=(t)"« 



= 0,00000000000000039641 X 143400090000 
= o"* ,006882. 

La planète tend en même temps à tomber de 588 cen- 
tièmes de millimètre après une seconde, en vertu de 
l'attraction, et à s'éloigner de la même quantité en 
vertu de la force centrifuge. Si Ton suppose que la 
Terre soit arrêtée dans son cours, on annule par là 
même la force centrifuge, et en abandonnant ainsi la 
planète à la première des deux forces qui la main- 
tiennent, on la laisse tomber sur le Soleil avec une 
vitesse uniformément accélérée. Elle emploierait en- 
viron soixante-quatre jours à tomber, et elle arri- 
verait sur Tastre avec une vitesse de 600000 mètres 
pendant la dernière seconde. 

Le calcul de la durée de la chute d'un corps plané- 
taire sur le Soieil, ou d'un satellite sur une planète, ou 
d'un objet situé à une grande hauteur sur la Terre, ne 
peut plus être une simple application de la loi de la 
chute des corps à la surface du globe, mais doit tenir 



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291 

compte de la diminution progressive de la pesanteur, 
en raison invei^se du carré de la distance. Aussi ne 
peut-on arriver au calcul qu'à l'aide de formules assez 
laborieuses, dont la plus simple est encore assez com- 
pliquée, comme on peut le voir 



' i / ^ , = \lrh + - ( r -I- //) arc cos - 



^ i / — ^— r = yJrh + - ( r -I- //) arc cos ^ y • 



Les Traités de Mécanique rationnelle n'ont pressenti 
aucun rapport simple entre ce problème et celui du 
mouvement des corps célestes, et Ton voit même les 
résultats différer dans certaines applications, par 
exemple, quant au temps que la Lune mettrait à tom- 
ber sur la Terre. 

Voici cependant les chiffres que Ton obtient en cal- 
culant le temps que les planètes emploieraient à 
tomber jusqu'au centre du Soleil, si la force centrifuge 
qui les en empêche était supprimée par l'arrêt de leur 
mouvement de translation. Le calcul est fait en pre- 
nant pour base les distances moyennes de chaque pla- 
nète au Soleil. 

Mercure i5,55 

Vénus ' 39,73 

La Terre 64 , 57 

Mars iai,44 

Jupiter 765,87 

Saturne 1901,93 

Uranus 5424,67 

Neptune.. 10628,73 



y Google 



Ces durées de la chute des planètes dans le Soleil 
ont déjà été calculées dans différents Traités d'Astro- 
nomie, car la question qui nous occupe ici est à plu- 
sieurs titres fort intéressante par elle-même. On les 
trouvera notamment, presque identiques, dans V Astro- 
nomie populaire d*Arago, t. III, p. 356, à Texception 
de Neptune seulement. 

A l'inspection de cette série de nombres, un premier 
fait frappe d'abord notre attention : c*est que ces 
nombres sont entre eux comme les racines carrées des 
cubes des distances, et qu'il ne serait pas nécessaire 
de les calculer toys directement pour les obtenir. 
Ainsi, par exemple, si nous considérons Saturne, sa 
distance au Soleil est de 9,53885; le cube de cette dis- 
tance est 867,931, dont la racine carrée est 29,46. On 
a la proportion 

64,57 _. I 



X 29,46 

ou 

T= 64,57 X 29,46= 1902 

et ainsi pour chaque planète. 

Cette première considération, qui nous rappelle la 
troisième loi de Kepler, nous conduit maintenant à 
approfondir davantage le sens de ces nombres. Or 
voici une propriété bien singulière au premier abord 
qui se manifeste en les comparant attentivement : 
c'est qu'en les multipliant tous par un môme coeffi- 
cient, en apparence fortuit (5,656856), on reproduit 
Tannée même de chaque planète : 



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293 


Mercure. 


15,55x5,656856= 87,9692 


Vénus... 


39,73 X 5,656856 = 224,7007 


La Terre 


64,57x5,656856= 365,2564 


Mars.... 


121,44x5,656856= 686,9796 


Jupiter. . 


765 , 87 X 5 , 656856 = 4332 , 5848 


Saturne . 


1901,93x5,656856= 10759,2198 


Uranus.. 


5424,57 X 5,656866 = 30686,8208 


Neptune . 


10628,73 X 5,656856 = 60126,7200 



Quel rapport existe entre Tannée des planètes et le 
temps qu'elles emploieraient à tomber dans le Soleil? 
Ce rapport est évident, comme on le voit; mais de 
quel ordre est-il? Quel est ce coefficient si remar- 
quable 5,656856? 

Assimilons un instant la chute de la Terre dans le 
Soleil à la moitié d'une ellipse extrêmement aplatie 
dont le périhélie serait presque tangent au Soleil. L'el- 
lipse aurait pour grand axe la distance actuelle de la 
Terre au Soleil, c'est-à-dire la moitié du diamètre ac- 
tuel de Torbite terrestre. Les carrés des temps étant 
entre eux comme les cubes des distances, la révolu- 
tion de la Terre le long de cette nouvelle ellipse se- 
rait donnée par la racine carrée du cube de - ou de ~ 9 

'.A 365,256 . . 

et par conséquent serait de — ^-^ = 128 jours. La 

moitié de cette révolution , ou , ce qui revient au 
même, comme nous venons de le poser, le temps de 
la cbute jusqu'au Soleil, serait donné par la moitié de 

la racine carrée de - î ou par • - * — Mais la moitié 
8 ^ 5,657 



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'y4 

de la racine carrée de -5 c'est la facine carrée de --• 
8 3a 

Donc, dans sa plus simple expression, la durée de 
chute dont il s'agit n'est autre que la révolution an- 
nuelle multipliée par la racine carrée de r-- 

Or la racine carrée de 3^, c'est noire coefficient 
5,656856. 

Ainsi notre problème se pose maintenant dans des 
termes qui formulent une loi extrêmement simple : 

La durée de la chute de toute planète dans le Soleil, 
ou de tout satellite sur sa planète, n^est autre que la 

R ■ 

révolution divisée par la racine de 3'2 : , ..-.>^-^ - • 

5,d5o85o 

Appliquée à la Lune, cette simple formule donne 
pour la durée de sa chute sur la Terre, et jusqu'au 
centre : 4 jours 19 heures 55 minutes. 

On conçoit qu'elle puisse servir de la même façon, 
soit pour calculer la chute d'un bolide dont on con- 
naît la hauteur, soit pour calculer la hauteur d'un 
corps dont on indiquerait la durée de chute. A. de 
Humboldt rapporte, au tome III de son Cosmos^ p. 357, 
que l'astronome Galle, de Berlin, en tenant compte de 
la décroissance rapide que l'attraction du globe ter- 
restre subit à des distances notables, s'est intéressé à 
calculer de quelle hauteur serait tombée l'enclume 
d'airain par laquelle Hésiode supposait mesurer la hau- 
teur du ciel, laquelle avait mis neaf jours et neuf nuits 
à tomber. Dans ma formule, ce calcul peut être fait 



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on une minute, en posant 

R =r 9 X 5,656856 = 50^911704, 
5o,9i^ _ h^ 
27,32^ 60,27^ 

// = {^760200 = 91 ,4 = 581870 kilomètres, 

ou, en retranchant la distance du centre de la Terre à 
la surface 

// = 575500 kilomètres. 

Il serait facile de trouver un grand nombre d'appli- 
cations utiles de cette formule. Mais, indépendamment 
de toute application, j*ai pensé quMl pouvait être in- 
téressant de faire connaître ce rapport si simple qui 
relie la durée de la révolution des corps célestes au 
problème général du calcul de leur chute vers le centre 
qui les gouverne, 



FIN DU TROISIEME VOLUME. 



Paris. - Imprimerie de Gaulhier-VilUirK, quai Ursiàraiuls-Auirustins, rir*. 

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